Voir la source de Anneaux d'Uranus

{{En-tête label|AdQ|année=2011}}
[[Fichier:Uranian rings scheme.svg|thumb|upright=1.2|Schéma du système d’anneaux et de lunes d’Uranus. Les lignes continues montrent les anneaux, les lignes en pointillés, les orbites des lunes.]]

Les '''anneaux d’Uranus''' sont un système d’[[anneau planétaire|anneaux]] de la [[planète]] [[Uranus (planète)|Uranus]], moins complexes que les [[anneaux de Saturne]], mais plus élaborés que ceux de [[Anneaux de Jupiter|Jupiter]] ou de [[Anneaux de Neptune|Neptune]]. Ils ont été découverts le {{date-|10 mars 1977}} par [[James Elliot|James L. Elliot]], [[Edward W. Dunham]] et [[Jessica Mink|Douglas J. Mink]]. Près de deux siècles auparavant, l'astronome [[William Herschel]] avait déjà rapporté l’observation de ces corps célestes, mais les astronomes modernes doutent que les anneaux sombres et ténus aient pu être vus à cette époque. Deux anneaux supplémentaires ont été découverts en 1986 grâce aux images prises par la sonde spatiale ''[[Voyager 2]]'', puis deux anneaux externes, en 2003-2005, sur les photos du télescope spatial [[Hubble (télescope spatial)|Hubble]].

Ainsi, les observations d'Hubble portent à treize le nombre d'anneaux distincts composant le système d’anneaux d’Uranus. Ils sont appelés, par ordre de distance croissante de la planète : [[Anneau zêta|1986U2R/ζ]], [[Anneau 6|6]], [[Anneau 5|5]], [[Anneau 4|4]], [[Anneau alpha|α]], [[Anneau bêta|β]], [[Anneau êta|η]], [[Anneau gamma|γ]], [[Anneau delta|δ]], [[Anneau lambda|λ]], [[Anneau epsilon|ε]], [[Anneau nu|ν]] et [[Anneau mu|μ]]. Leurs rayons vont de {{nb|38000 km}} pour l’anneau 1986U2R/ζ à environ {{nb|98000 km}} pour l’anneau µ. Il existe probablement de faibles bandes de poussière et des arcs incomplets entre les anneaux principaux. Ils sont très sombres : l’[[albédo]] des particules les composant ne dépasse pas 2 %. Ils sont probablement composés de glace et d'éléments [[Composé organique|organiques]] noircis par le rayonnement de la [[magnétosphère]].

La plupart des anneaux d’Uranus sont opaques et larges de quelques kilomètres seulement. L’ensemble du système ne contient que peu de poussières : il se compose essentiellement de rochers de {{nb|0.2 à 20 m}} de diamètre. Cependant, certains des anneaux sont translucides : 1986U2R/ζ, μ et ν, larges et peu visibles, sont faits de petites particules de poussières, tandis que λ, peu visible également mais étroit, contient aussi des corps plus importants. La relative pauvreté en poussière des anneaux est due à la [[Aérodynamique#La traînée|traînée aérodynamique]] des parties les plus externes de l’atmosphère, l’[[exosphère]] et la couronne.

Au regard de l'[[Formation et évolution du Système solaire|âge du Système solaire]], ils seraient assez jeunes : leur âge ne dépasserait pas {{nb|600 millions}} d’années. Le système d'anneaux provient probablement de la collision et de la fragmentation d'anciennes lunes orbitant autour de la planète. Après la collision, les lunes se sont probablement brisées en de nombreuses particules, qui n’ont survécu sous la forme d'anneaux étroits et optiquement denses que dans certaines zones de stabilité maximale.

Au début du {{s-|XXI}}, le mécanisme qui confine les anneaux étroits n’est pas bien compris. À l'origine, les scientifiques supposaient que chaque anneau étroit était encadré par des [[Satellite berger|lunes « bergères »]], assurant sa stabilité. Mais, en 1986, la sonde ''Voyager 2'' n'a découvert qu’une paire de telles bergères : [[Cordélia (lune)|Cordélia]] et [[Ophélie (lune)|Ophélie]], qui encadrent l’anneau ε, le plus brillant.

== Découverte ==
Le système d’anneaux autour d’Uranus est mentionné pour la première fois au {{s-|XVIII}}, dans les notes de [[William Herschel]], qui avait déjà découvert Uranus elle-même en 1781. L'astronome y consigne ses observations de la planète : {{Citation|22 février 1789 : on soupçonne l'existence d'un anneau}}<ref>{{en}} {{Lien web |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6569849.stm |titre=Uranus rings 'were seen in 1700s’ |auteur=BBC News |année=2007 | mois=avril |consulté le=19 mai 2010}}.</ref>. Herschel dessine un petit schéma de l’anneau et note qu’il {{citation|tire un peu sur le rouge}}. Le [[Observatoire W. M. Keck|télescope Keck]] de Hawaï a confirmé cette dernière observation de Herschel, au moins pour l’anneau ν<ref name="dePater2006">{{article | langue =en | prénom1 =Imke | nom1 =de Pater |prénom2 = Seran G.| nom2 = Gibbard |prénom3 = H. B. | nom3 =Hammel | titre = Evolution of the dusty rings of Uranus | périodique = Icarus | lien périodique=Icarus (journal)| volume = 180 | année = 2006 | pages = 186 – 200 |résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..180..186D | doi = 10.1016/j.icarus.2005.08.011 | consulté le = 15 juin 2010}}.</ref>. Les notes de Herschel sont publiées en 1797 dans un journal de la ''[[Royal Society]]''. Entre 1797 et 1977, soit pendant près de deux siècles, les anneaux ne sont presque jamais plus mentionnés. La véracité de l'observation initiale des anneaux par Herschel, que plusieurs générations d'astronomes ne sont pas parvenus à confirmer par la suite, est mise en doute par la communauté scientifique. Certains pensent que Herschel ne pouvait pas avoir découvert les anneaux, compte tenu des limitations des instruments de l'époque. Ceux qui créditent Herschel de cette découverte avancent comme argument que l'astronome a donné des descriptions exactes de l’anneau ε, de sa taille par rapport à celle d’Uranus, de ses changements d’aspect le long de l’arc d’orbite observé, et de sa couleur<ref name="eves">{{en}} {{Lien web | url=http://www.physorg.com/news95949762.html |titre=Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century ? | auteur=Royal Astronomical Society | année =2007 | mois=avril |jour=16 |site=Physorg.com | consulté le = 19 mai 2010}}.</ref>.

[[Fichier:Uranus rings discovery.gif|thumb|Animation sur l'occultation en 1977. (Cliquez sur l'image.)]]
La découverte ou redécouverte des anneaux d’Uranus est réalisée par hasard le {{date-|10 mars 1977}} par les astronomes [[James Elliot|James L. Elliot]], Edward W. Dunham et [[Jessica Mink|Douglas J. Mink]], embarqués à bord de l'[[Kuiper Airborne Observatory|observatoire aéroporté Kuiper]]. Les astronomes veulent utiliser l’[[occultation]] de l’étoile [[SAO 158687]] par Uranus pour étudier l’atmosphère de cette étoile<ref name=Larousse>[[#Larousse05|Larousse du Ciel]], 2005, {{p.|395}}.</ref>. Or l’analyse de leurs observations met en évidence que l'étoile a été brièvement masquée à cinq reprises avant et après l’occultation par Uranus ; les trois astronomes concluent à la présence d’un système d’anneaux étroits<ref name="Elliot1977"/>{{,}}<ref name="Elliot1977b">{{article |langue=en | prénom1 =J.L. | nom1 =Elliot |prénom2=E. | nom2 =Dunham |prénom3 = D. | nom3 =Mink|lien auteur3=Jessica Mink | titre =The rings of Uranus | périodique =Nature | lien périodique =Nature (revue) | volume = 267 |jour=26| mois = mai | année =1977 | pages=328–330 | résumé =http://www.nature.com/nature/journal/v267/n5609/abs/267328a0.html | doi =10.1038/267328a0 | consulté le = 8 juin 2010}}.</ref>{{,}}<ref name="ellipses">[[#ellipses09|Système solaire et planètes]], 2009, {{p.|87}}.</ref>. Dans leurs articles, ils désignent les cinq occultations observées par les cinq premières lettres de l'[[alphabet grec]] : α, β, γ, δ et ε<ref name="Elliot1977">{{en}} {{Lien web | url =http://www.cfa.harvard.edu/iauc/03000/03051.html | titre =The Occultation of SAO – 158687 by the Uranian Satellite Belt | auteur = J.L. Elliot | coauteurs = E. Dunham, [[Jessica Mink|D. Mink]] | année = 1977 | éditeur =International Astronomical Union, Circular No. 3051, vol. 83 | consulté le = 8 juin}}.</ref> ; ces désignations sont réutilisées par la suite pour nommer les anneaux. Peu de temps après, Elliot, Dunham et Mink découvrent quatre autres anneaux : l'un d'eux est situé entre les anneaux β et γ et les trois autres à l’intérieur de l’anneau α<ref name="Nicholson1978">{{article | langue =en | prénom1 =P. D. | nom1 =Nicholson|lien auteur1=Philip D. Nicholson|prénom2 =S.E. | nom2 =Persson |prénom3 = K.| nom3 = Matthews |prénom4 = P.| nom4 = Goldreich|lien auteur4=Peter Goldreich|prénom5 = G.| nom5 = Neugebauer|lien auteur5=Gerald Neugebauer|titre = The Rings of Uranus: Results from 10 April 1978 Occultations | périodique = Astron. J. | lien périodique = The Astronomical Journal | volume = 83 |mois=avril|année = 1978 | pages = 1240–1248 | url texte =http://adsabs.harvard.edu/abs/1978AJ.....83.1240N | doi = 10.1086/112318 | consulté le =18 avril 2015}}.</ref>. Le premier est nommé η et les autres 4, 5 et 6, selon le système de numérotation des occultations adopté lors de la rédaction d'un autre article<ref name="Millis1978">{{article | langue =en | prénom1 = R.L.| nom1 =Millis |prénom2 =L.H. | nom2 = Wasserman| titre =The Occultation of BD –15 3969 by the Rings of Uranus | périodique = Astron. J. | lien périodique = The Astronomical Journal | volume =83 | année = 1978| pages = 993–998 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1978AJ.....83..993M | doi = 10.1086/112281 | consulté le = 8 juin}}.</ref>. Le système d’anneaux d’Uranus est le second découvert dans le [[système solaire]], après celui de [[anneaux de Saturne|Saturne]]<ref name=Esposito2002>{{article | langue =en | prénom1 = Larry W. | nom1 = Esposito|lien auteur1=Larry W. Esposito| titre = Planetary rings | périodique = Rep. Prog. Phys. | lien périodique=Reports on Progress in Physics| volume = 65 | année =2002 | pages = 1741 – 1783 |résumé =http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/65/12/201/r21201.pdf | doi = 10.1088/0034-4885/65/12/201 | consulté le = 15 juin 2010}}.</ref>.

En 1986, la sonde spatiale ''[[Voyager 2]]'' traverse le système d’Uranus et permet une observation directe de ses anneaux<ref name=Smith1986>{{article | langue =en | prénom1 = B.A.| nom1 = Smith|prénom2 =L.A. | nom2 =Soderblom ''et al.'' | titre = Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results | périodique =Science | lien périodique= Science (revue) | volume = 233|numéro=4759|jour=4|mois=juillet|année = 1986 | pages = 97 – 102 |pmid = 17812889 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...43S | doi = 10.1126/science.233.4759.43 | consulté le = 18 avril 2015}}.</ref>{{,}}<ref name="Belin">[[#Belin96|Les planètes géantes]], 1996, {{p.|122}}.</ref>. Les images de la sonde révèlent la présence de deux anneaux étroits supplémentaires. En 2003-2005, le [[Hubble (télescope spatial)|télescope spatial Hubble]] détecte une nouvelle paire d’anneaux, portant le total connu à treize<ref name="ellipses"/>. La découverte de ces anneaux externes double le diamètre du système d’anneaux connu<ref name=Showalter2006>{{article | langue =en | prénom1 = Mark R.| nom1 =Showalter |lien auteur1=Mark R. Showalter|prénom2 = Jack J.| nom2 =Lissauer |lien auteur2=Jack J. Lissauer| titre = The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics | périodique = Science | lien périodique= Science (revue) | volume = 311|numéro=5763 |jour=17|mois=février| année = 2006 | pages = 973 – 977 | lire en ligne= http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Sci...311..973S | doi = 10.1126/science.1122882|pmid=16373533 | consulté le = 15 juin 2010}}.</ref>. Hubble prend également pour la première fois des images de deux petits satellites ; l'orbite de l'un d'eux, [[Mab (lune)|Mab]], se trouve dans l’anneau extérieur récemment découvert<ref name="NASA2005">{{en}} {{Lien web | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/33/ | titre = NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus | auteur = | coauteurs = | année = 2005 | mois = | site=hubblesite.org | consulté le = 8 juin 2010}}.</ref>.

== Propriétés générales ==

[[Fichier:Uranian rings PIA01977.jpg|thumb|upright=1.2|Les anneaux internes d’Uranus. Le plus externe et le plus brillant est l’anneau ε ; 8 autres anneaux sont visibles sur cette photo.]]
Depuis les observations faites par le télescope Hubble en 2005, il est établi que le système d’anneaux d’Uranus comprend treize anneaux. Ils sont nommés, par ordre de distance croissante de la planète : 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ<ref name=Showalter2006/>. Ils sont divisés en trois groupes : neuf anneaux principaux étroits (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε)<ref name=Esposito2002/>, deux anneaux de poussières (1986U2R/ζ, λ)<ref name=Burns2001>{{Chapitre |éditeur= Springer |titre=Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics |titre ouvrage= Interplanetary Dust|auteurs ouvrage=E. Grun, B. A. S. Gustafson, S. T. Dermott, H. Fechtig |auteurs = Joseph A. Burns, Douglas P. Hamilton, Mark R. Showalter |langue= en |format={{pdf}} |lieu=Berlin |année=2001 |lire en ligne= http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf |passage= 641 – 725}}.</ref> et deux anneaux externes (μ, ν)<ref name=Showalter2008b/>. Les anneaux d’Uranus sont constitués principalement de particules macroscopiques, et renferment peu de [[poussière]]s<ref name=Ockert1987>{{article|lang=en|prénom1=Maureen E.|nom1=Ockert|prénom2=Jeffrey N.|nom2=Cuzzi|prénom3=Carolyn C.|nom3=Porco|lien auteur3=Carolyn Porco|prénom4=Torrence V.|nom4=Johnson|titre=Uranian ring photometry: Results from Voyager 2|périodique=J. Geophys. Res.|lien périodique=Journal of Geophysical Research|volume=92|année=1987|pages=14969 – 14978|résumé=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214969O|consulté le=18 avril 2015|doi=10.1029/JA092iA13p14969}}.</ref>, celles-ci étant localisées surtout dans les anneaux 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν et μ<ref name=Showalter2006/>{{,}}<ref name=Burns2001/>. Outre ces anneaux bien identifiés, il y a de nombreuses bandes de poussière translucides, contenant des anneaux ténus<ref name=Lane1986/>. Ceux-ci peuvent avoir une existence temporaire, ou être composés d’arcs séparés, détectés parfois pendant les [[occultation]]s<ref name=Lane1986/> ; certains étaient visibles pendant le passage de la Terre par le plan des anneaux en 2007<ref name="dePater2007">{{article | langue =en | prénom1 = Imke| nom1 =de Pater |prénom2 = H. B. | nom2 = Hammel |prénom3 = Mark R.| nom3 = Showalter |prénom4 = Marcos A.| nom4 = Van Dam | titre = The Dark Side of the Rings of Uranus | périodique = Science | lien périodique= Science (revue) | volume = 317 | numéro = 5846 | année = 2007 | pages = 1888 – 1890 |pmid = 17717152 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Sci...317.1888D | doi = 10.1126/science.1148103 | consulté le = 9 juin 2010}}.</ref>. Quelques bandes de poussières entre les anneaux ont été observées en diffusion vers l’avant<ref name="diff" group="n">La lumière diffusée vers l’avant est la lumière diffusée à petit angle par rapport à la lumière incidente (ici du Soleil). Elle correspond ici à un alignement approximatif Soleil - Uranus - observateur (ici ''Voyager 2''). Inversement, la lumière diffusée vers l'arrière est celle qui repart pratiquement en sens inverse et correspond à un alignement Soleil - observateur - Uranus.</ref> quand ''[[Voyager 2]]'' a dépassé l'orbite d'Uranus<ref name=Smith1986/>. Tous les anneaux d’Uranus présentent des variations azimutales de brillance<ref name=Smith1986/>.

Les anneaux sont composés d’une matière extrêmement foncée. L’[[albédo]] géométrique des particules ne dépasse pas 5 à 6 %, tandis que l’[[albédo de Bond]]<ref name="albe" group="n">La différence entre les deux définitions de l’albédo réside dans la prise en compte différente de la distribution angulaire de l’énergie diffusée : l’albédo géométrique suppose la [[loi de Lambert]] valide, tandis que l’albédo de Bond prend en compte la moyenne réelle sur toutes les directions. Le fait que l’albédo de Bond soit inférieur à l’albédo géométrique traduit le fait que la lumière est renvoyée préférentiellement perpendiculairement à la surface.</ref> est plus bas : environ 2 %<ref name=Ockert1987/>{{,}}<ref name=Karkoshka1997>{{article | langue =en | prénom1 =Erich | nom1 =Karkoshka | titre = Rings and Satellites of Uranus : Colorful and Not So Dark | périodique = Icarus | lien périodique = Icarus (journal) | volume =125 | année = 1997 | pages = 348 – 363 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..125..348K | doi = 10.1006/icar.1996.5631 | consulté le = 9 juin 2010}}.</ref>. Les particules des anneaux présentent un pic de brillance marqué à l’opposition : un accroissement de l’albédo dans la direction dirigée vers le Soleil<ref name=Ockert1987/>. Ceci signifie que leur albédo est bien plus bas quand ils sont observés légèrement hors de la direction de l’opposition, c’est-à-dire que le Soleil, l’observateur et Uranus ne sont pas exactement alignés. En outre, les anneaux tendent légèrement vers le rouge dans les parties visible et [[ultraviolet]]te du spectre, et sont gris dans l’[[infrarouge]] proche<ref name="Baines1998">{{article | langue =en | prénom1 =Kevin H. | nom1 =Baines |prénom2 = Padmavati A.| nom2 = Yanamandra-Fisher |prénom3 =Larry A. | nom3 = Lebofsky |prénom4 = Thomas W.| nom4 = Momary |prénom5 = William| nom5 = Golisch |prénom6 = Charles| nom6 =Kaminski |prénom7 =Walter J. | nom7 = Wild| titre = Near-Infrared Absolute Photometric Imaging of the Uranian System | périodique = Icarus | lien périodique = Icarus (journal) | volume = 132 | année = 1998| pages = 266 – 284 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/1998Icar..132..266B | doi = 10.1006/icar.1998.5894 | consulté le = 9 juin 2010}}.</ref>. Ils ne présentent aucune des [[Spectroscopie|structures spectrales]] identifiables. La [[composition chimique]] des particules des anneaux est inconnue. Cependant elles ne peuvent pas être composées de glace pure, comme celles des [[anneaux de Saturne]], parce qu’elles sont trop foncées, plus foncées encore que les [[Satellite naturel|lunes intérieures d’Uranus]]<ref name=Baines1998/>. Les particules sont probablement composées d’un mélange de glace et de matière sombre. La composition de cette matière n’est pas connue, mais il pourrait s'agir de [[Composé organique|composés organiques]] noircis par le rayonnement des [[Charge électrique|particules chargées]] de la [[magnétosphère]] d’Uranus. Il s'agit peut-être d'un matériau semblable à celui des lunes internes, mais considérablement recuit<ref name=Baines1998/>.

Dans son ensemble, le système d’anneaux d’Uranus ne ressemble ni aux [[anneaux de Jupiter]] composés de poussière ténue, ni à [[anneaux de Saturne|ceux de Saturne]], qui sont larges et complexes et pour certains composés de matière très brillante – de la glace<ref name=Esposito2002/>. Il existe néanmoins quelques ressemblances avec le système saturnien. Ainsi, l’[[anneau F]] de Saturne et l’anneau ε d’Uranus sont tous deux étroits, assez sombres et encadrés par des lunes bergères<ref name=Esposito2002/> ; de même, les anneaux externes d’Uranus découverts en 2006 présentent une ressemblance avec les anneaux externes G et E de Saturne<ref name=dePater2006b/>. Certains anneaux étroits au sein des anneaux larges de Saturne peuvent aussi faire penser aux anneaux étroits d’Uranus<ref name=Esposito2002/>. En outre, les bandes de poussière observées entre les principaux anneaux d’Uranus peuvent ressembler aux anneaux de Jupiter. D’autre part, le système des anneaux d'Uranus est assez semblable à celui des [[anneaux de Neptune]], bien que plus complexe, moins sombre et contenant moins de poussières ; les anneaux y sont également plus proches de la planète<ref name=Burns2001/>.

== Anneaux principaux étroits ==
=== Anneau ε ===
{{article détaillé|Anneau epsilon}}
[[Fichier:Epsilon ring of Uranus.jpg|thumb|upright=1.2|Vue agrandie de l’anneau ε d’Uranus]]
L’anneau ε ''(epsilon)'' est le plus brillant et le plus dense des éléments du système d’anneaux d’Uranus, et compte pour les deux tiers dans la lumière totale renvoyée par l’ensemble<ref name=Smith1986/>{{,}}<ref name=Baines1998/>. Alors qu’il est le plus [[Excentricité orbitale|excentrique]] des anneaux d’Uranus, il a une [[inclinaison orbitale|inclinaison]] négligeable<ref name="Stone1986">{{article | langue =en | prénom1 = E.C.| nom1 = Stone|prénom2 = E.D.| nom2 = Miner| titre = Voyager 2 encounter with the uranian system | périodique = Science| lien périodique = Science (revue) | volume = 233 | année = 1986 | pages = 39 – 43 |pmid = 17812888| issn = 0036-8075 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...39S | doi = 10.1126/science.233.4759.39 | consulté le = 9 juin 2010}}.</ref>. L’excentricité de l’anneau fait varier sa brillance tout au long de son orbite. La brillance intégrée suivant le rayon de l’anneau ε est maximale à l’[[apoapside]] et minimale à la [[périapside]]<ref name=Karkoshka2001b/>. Le rapport de ces brillances est de {{nb|2.5 à 3.0}}<ref name=Ockert1987/>. Ces variations sont liées à celles de la largeur de l’anneau, qui mesure {{nb|19.7 km}} à la périapside et {{nb|96.4 km}} à l’apoapside<ref name=Karkoshka2001b/>. À mesure que l’anneau devient plus large, l’effet d’écran entre particules diminue, les rendant plus visibles, ce qui conduit à une brillance intégrée plus grande<ref name=Karkoshka1997/>. Les variations de largeur ont été mesurées directement à partir des images de ''[[Voyager 2]]'', puisque l’anneau ε était le seul des deux anneaux [[Pouvoir de résolution|résolus]] par les caméras de la sonde spatiale<ref name=Smith1986/>. Ce comportement montre que l’anneau est [[Absorbance|optiquement dense]]. Les observations d’occultation réalisées à partir du sol ou de l’espace ont montré que son [[épaisseur optique]]<ref name="dens" group="n">L'[[épaisseur optique]] normale τ d’un anneau est le rapport de la surface projetée totale de toutes les particules d’une partie de l’anneau à celle de cette partie. Elle peut varier de 0 (transparence totale) à l’infini (opacité totale). Un faisceau lumineux passant perpendiculairement à l’anneau sera atténué par un facteur e{{exp|–τ}}. L'épaisseur équivalente d’un anneau est définie comme l’intégrale radiale <math>\scriptscriptstyle EE\,=\,\int \tau(r)\, dr</math> de l'épaisseur optique normale.</ref> normale varie de {{nb|0.5 à 2.5}}<ref name=Karkoshka2001b/>{{,}}<ref name=1986Tyler/>, avec le maximum à la périapside. L'épaisseur équivalente <math>\scriptstyle EE\,=\,\int \tau(r)\, dr</math><ref name="dens" group="n"/>{{,}}<ref name=dePater2006/> de l’anneau ε est d’environ {{nb|47 km}} et elle est invariante le long de l’orbite<ref name="Karkoshka2001b">{{article | langue =en | prénom1 =Erich | nom1 =Karkoshka | titre = Photometric Modeling of the Epsilon Ring of Uranus and Its Spacing of Particles | périodique = Icarus | lien périodique = Icarus (journal) | volume =151 | année = 2001 | pages = 78 – 83 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..151...78K | doi = 10.1006/icar.2001.6598 | consulté le = 9 juin 2010}}.</ref>.

[[Fichier:Rings of Uranus.jpg|thumb|left|upright=1.2|Vue agrandie des anneaux d’Uranus ; de haut en bas : δ, γ, η, β et α. L’anneau η résolu montre la composante large, optiquement mince.]]

L’épaisseur géométrique de l’anneau ε n’est pas connue avec précision, bien que l’anneau soit très mince – selon certains, seulement {{nb|150 m}}<ref name=Lane1986>{{article | langue =en | prénom1 = A. L.| nom1 =Lane |prénom2 = R. A. | nom2 = West |prénom3 = R. M.| nom3 = Nelson |prénom4 = B. D. | nom4 = Wallis |prénom5 = B. J.| nom5 = Buratti |prénom6 = L. J.| nom6 = Horn |prénom7 = C. W. | nom7 = Hord |prénom8 =L. W. | nom8 = Esposito|lien auteur8=Larry W. Esposito |prénom9 =K. E. | nom9 = Simmons |prénom10 =A. L. | nom10 = Graps| titre =Photometry from Voyager 2: Initial results from the uranian atmosphere, satellites and rings | périodique = Science | lien périodique = Science (revue) | volume = 233 | numéro =4759 | année = 1986 | pages = 65 – 69 |pmid =17812890 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...65L | doi = 10.1126/science.233.4759.65 | consulté le = 9 juin 2010}}.</ref>{{,}}<ref name="Seuil237">[[#Seuil09|Dernière nouvelles des planètes]], 2009, {{p.|237}}.</ref>. Malgré cette dimension relativement infinitésimale, il est constitué de plusieurs couches de particules. L’anneau ε est une zone plutôt encombrée, avec un facteur de remplissage estimé de {{nb|0.008 à 0.06}} aux environs de l’apoapside<ref name=Karkoshka2001b/>. La taille moyenne des particules va de {{nb|0.2 à 20 m}}<ref name=Lane1986/>{{,}}<ref name="Seuil237"/> et leur séparation moyenne est d’environ 4,5 fois leur rayon<ref name=Karkoshka2001b/>{{,}}<ref name="Seuil237"/>. L’anneau est presque exempt de [[Poussière interstellaire|poussières]], peut-être en raison de la traînée aérodynamique de la [[Atmosphère d'Uranus#Thermosphère et couronne|couronne atmosphérique]] d’Uranus<ref name=dePater2006/>. En raison de sa très faible épaisseur, l’anneau ε disparaît quand on l’examine par un [[Taille apparente|diamètre]]. Ceci est arrivé en 2007 au cours de l’observation du passage de la Terre dans le plan des anneaux<ref name=dePater2007/>.

La sonde ''Voyager 2'' a observé un signal de l’anneau ε pendant une expérience d’[[occultation]] radio<ref name=1986Tyler>{{article | langue =en | prénom1 = G. L. | nom1 = Tyler|prénom2 =V. R. | nom2 = Eshleman |prénom3 = D. P.| nom3 =Hinson |prénom4 =E. A. | nom4 =Marouf |prénom5 =R. A. | nom5 =Simpson |prénom6 = D. N.| nom6 = Sweetnam |prénom7 = J. D.| nom7 = Anderson |prénom8 = J. K.| nom8 = Campbell |prénom9 =G. S. | nom9 = Levy |prénom10 = G. F. | nom10 = Lindal| titre = Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites | périodique = Science | lien périodique = Science (revue) | volume = 233 | numéro = 4759 | année = 1986 | pages = 79 – 84 |pmid =17812893 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...79T | doi = 10.1126/science.233.4759.79 | consulté le = 10 juin 2010}}.</ref>. Le signal se présentait comme un renforcement marqué de la [[Théorie de Mie|diffusion vers l’avant]] à {{nb|3.6 cm}} de [[longueur d'onde]] aux environs de l’apoapside de l’anneau. Une telle diffusion nécessite l’existence d’une structure cohérente. Le fait que l’anneau ε possède une telle structure fine a été confirmé par beaucoup d’observations d’occultations : l’anneau semble constitué d’une quantité de sous-anneaux étroits et optiquement denses, certains pouvant être des arcs incomplets<ref name=Lane1986/>.

Il est établi que l’anneau possède des [[Satellite berger|lunes bergères]] interne et externe : [[Cordélia (lune)|Cordélia]] à l’intérieur et [[Ophélie (lune)|Ophélie]] à l’extérieur. Le bord interne de l’anneau est en résonance 24:25 avec Cordélia, et le bord externe en résonance 14:13 avec Ophélie. Les masses de ces lunes doivent être au moins triples de la masse de l’anneau à confiner pour être efficaces. La masse de l’anneau ε est estimée à environ {{nb|e16 kg}}<ref name=Esposito1989/>{{,}}<ref name=Esposito2002/>{{,}}<ref name="Seuil238">[[#Seuil09|Dernières nouvelles des planètes]], 2009, {{p.|238}}.</ref>.
{{clr}}

=== Anneau δ ===
{{article détaillé|Anneau delta}}
[[Fichier:Forward Back Uranus Rings.png|thumb|upright=1.2|Comparaison des anneaux d’Uranus en lumière diffusée vers l’avant et vers l’arrière (images obtenues par ''[[Voyager 2]]'' en 1986).]]
L’anneau δ ''(delta)'' est circulaire et légèrement incliné<ref name=Stone1986/>. Il présente des variations azimutales substantielles encore inexpliquées (en 2011) dans son épaisseur optique normale et sa largeur<ref name=Lane1986/>. Une explication possible serait que l’anneau présente des ondulations azimutales excitées par une toute petite lune juste à son bord intérieur<ref name="Horn1988">{{article | langue =en | prénom1 = L. J.| nom1 = Horn|prénom2 = A. L.| nom2 = Lane |prénom3 = P. A.| nom3 = Yanamandra-Fisher |prénom4 =L. W. | nom4 = Esposito|lien auteur4=Larry W. Esposito | titre =Physical properties of Uranian delta ring from a possible density wave | périodique = Icarus | lien périodique = Icarus (journal) | volume = 76 | année =1988 | pages = 485 – 492 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/1988Icar...76..485H | doi = 10.1016/0019-1035(88)90016-4 | consulté le = 10 juin 2010}}.</ref>. Le bord extérieur bien net de l’anneau δ est en résonance 23:22 avec Cordélia<ref name=Porco1987/>{{,}}<ref name="Seuil238"/>. Deux composantes peuvent d'ailleurs être distinguées. La composante étroite et externe est optiquement dense ; elle est bordée par une large bande interne transparente<ref name=Lane1986/>. Sa largeur est de {{nb|4.1 à 6.1 km}} et a une épaisseur équivalente à {{nb|2.2 km}}, ce qui correspond à une épaisseur optique normale de {{nb|0.3 à 0.6}}<ref name=Karkoshka2001b/>. La composante large de l’anneau est de {{nb|10 à 12 km}} et son épaisseur équivalente est proche de {{nb|0.3 km}}, ce qui indique une faible épaisseur optique normale de {{nb|3 e-2}}<ref name=Karkoshka2001b/>. Ceci n’est connu que par des données d’occultation, parce que ''Voyager 2'' n’a pas pu résoudre l’anneau δ<ref name=Smith1986/>{{,}}<ref name=Holberg1987/>. Quand il a vu l’anneau δ en géométrie de diffusion vers l’avant, il apparaissait relativement brillant, ce qui est compatible avec la présence de poussière dans la composante large<ref name=Smith1986/>. Géométriquement, la composante large est plus épaisse que l’étroite. Ceci est confirmé par les observations au croisement du plan de l’orbite en 2007, où l’anneau δ est devenu plus brillant, ce qui est cohérent avec le comportement d’un anneau simultanément géométriquement épais et optiquement ténu<ref name=dePater2007/>.

=== Anneau γ ===
{{article détaillé|Anneau gamma}}
L’anneau γ (''gamma'') est étroit, optiquement dense et légèrement excentrique. Son inclinaison orbitale est à peu près nulle<ref name=Stone1986/>. La largeur de l’anneau varie de {{nb|3.6 à 4.7 km}}, bien que son épaisseur optique équivalente soit constante à {{nb|3.3 km}}<ref name=Karkoshka2001b/>. L'épaisseur optique normale de l’anneau est de {{nb|0.7 à 0.9}}. Pendant un événement de croisement du plan de l’orbite en 2007, l’anneau γ a disparu, ce qui montre qu’il est géométriquement mince, comme l’anneau ε<ref name=Lane1986/>, et sans poussière<ref name=dePater2007/>. La largeur et l'épaisseur optique normale de l’anneau montrent des variations [[azimut]]ales marquées<ref name=Lane1986/>. Le mécanisme du confinement d’un anneau si étroit n’est pas connu, mais il a été remarqué que le bord interne bien net de l’anneau est en résonance 6:5 avec Ophélie<ref name="Porco1987">{{article | langue =en | prénom1 = Carolyn C.| nom1 =Porco |prénom2 = Peter| nom2 =Goldreich | titre = Shepherding of the Uranian rings I: Kinematics | périodique = Astron. J. | lien périodique= Astronomical Journal | volume = 93 | année = 1987 | pages =724 – 778 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1987AJ.....93..724P | doi = 10.1086/114354 | consulté le = 10 juin 2010}}.</ref>{{,}}<ref name=French1988>{{article | langue =en | prénom1 = R. G.| nom1 =French |prénom2 = J. L.| nom2 = Elliot |prénom3 = L. M.| nom3 = French|prénom4 =J. A. | nom4 = Kangas ''et al.''| titre = Uranian Ring Orbits from Earth-based and Voyager Occultation Observations| périodique = Icarus | lien périodique = Icarus (journal) | volume = 73 | année = 1988 | pages = 349 – 478 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/1988Icar...73..349F | doi = 10.1016/0019-1035(88)90104-2| consulté le = 15 juin 2010}}.</ref>.

=== Anneau η ===
{{article détaillé|Anneau êta}}
L’anneau η ''(êta)'' a une excentricité et une inclinaison orbitale nulles<ref name=Stone1986/>. Comme l’anneau δ, il est constitué de deux composantes : une étroite et optiquement dense, et une bande large quasi-transparente, extérieure cette fois. Cette dernière est large d’environ {{nb|40 km}} et son épaisseur équivalente voisine de {{nb|0.85 km}}, ce qui indique une faible épaisseur optique normale de {{nb|2 e-2}}<ref name=Karkoshka2001b/>.

L’[[Anneau A|anneau a]] été résolu sur les images de ''Voyager 2''<ref name=Smith1986/>. En diffusion vers l’avant, il paraît brillant, ce qui indique la présence d’une quantité considérable de poussières, probablement dans la partie large<ref name=Smith1986/>. Géométriquement, la partie large est bien plus épaisse que la partie étroite. Cette conclusion est soutenue par les observations au croisement du plan de l’anneau en 2007, où l’anneau η a présenté une brillance croissante, devenant le deuxième plus brillant du système des anneaux. Ceci est cohérent avec un anneau géométriquement épais mais optiquement mince<ref name=dePater2007/>. Comme la majorité des anneaux, il présente des variations azimutales marquées en épaisseur optique normale et en largeur. La composante étroite disparaît même à certains endroits<ref name=Lane1986/>.

=== Anneaux α et β ===
{{article détaillé|Anneau alpha|Anneau bêta}}
Les anneaux α et β (''alpha'' et ''bêta'') sont les anneaux d’Uranus les plus brillants après l’anneau ε. Comme celui-ci, ils présentent des variations de brillance et de largeur<ref name=Ockert1987/>. Ils ont une brillance et une largeur maximale sur un secteur de 30° au niveau de l’[[apoapside]], et minimale dans les 30° autour du [[périapside]]<ref name=Smith1986/>{{,}}<ref name=Gibbard2005>{{article | langue =en | prénom1 = S. G.| nom1 =Gibbard |prénom2 = I.| nom2 = de Pater |prénom3 =H. B. | nom3 = Hammel| titre = Near-infrared adaptive optics imaging of the satellites and individual rings of Uranus | périodique = Icarus | lien périodique = Icarus (journal) | volume = 174 | année = 2005 | pages = 253 – 262 | résumé =http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..174..253G | doi = 10.1016/j.icarus.2004.09.008 | consulté le = 10 juin 2010}}.</ref>. Ces deux anneaux ont une excentricité et une [[inclinaison orbitale|inclinaison]] non négligeables<ref name=Stone1986/>. Les largeurs varient respectivement de {{nb|4.8 à 10 km}} et de {{nb|6.1 à 11.4 km}}<ref name=Karkoshka2001b/>. Les épaisseurs optiques équivalentes sont de {{nb|3.29 km}} et {{nb|2.14 km}}, ce qui correspond à des épaisseurs optiques normales de {{nb|0.3 à 0.7}} pour le premier et de {{nb|0.2 à 0.35}} pour le second<ref name=Karkoshka2001b/>. Lorsque la Terre a croisé le plan orbital des anneaux en 2007, ceux-ci n'ont plus été visibles, ce qui prouve qu’ils sont peu épais, comme l’anneau ε, et dépourvus de poussière<ref name=dePater2007/>. Mais ce même événement a mis en évidence une bande de poussière épaisse et d'un point de vue optique faiblement opaque, juste à l’extérieur de l’anneau β, qui avait déjà été observée par ''Voyager 2''<ref name=Smith1986/>. La masse des anneaux α et β est estimée à environ {{nb|5 e15 kg}} chacune, soit la moitié de celle de l’anneau ε<ref name="Chiang2003">{{article | langue =en | prénom1 =Eugene I. | nom1 =Chiang |prénom2 =Christopher J. | nom2 = Culter| titre = Three-Dimensional Dynamics of Narrow Planetary Rings | périodique = Astron. J. | lien périodique = Astrophysical Journal | volume = 599 | année = 2003 | pages = 675 – 685 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...599..675C | doi =10.1086/379151 | consulté le = 10 juin 2010}}.</ref>.

=== Anneaux 6, 5 et 4 ===
{{article détaillé|Anneau 4|Anneau 5|Anneau 6}}
Les anneaux 6, 5 et 4 sont les anneaux étroits les plus internes et les moins brillants d’Uranus<ref name=Ockert1987/>. Ce sont aussi ceux qui présentent les plus fortes inclinaison et excentricité avec l’anneau ε<ref name=Stone1986/>. En fait, leur inclinaison (0,06°, 0,05° et 0,03°) était suffisante pour que ''Voyager 2'' puisse les observer au-dessus du [[Équinoxe#Ligne des équinoxes|plan équatorial]] d’Uranus (de {{nb|24 à 46 km}}). Ils sont également les plus étroits avec une largeur de, respectivement, {{nb|1.6 à 2.2 km}}, de {{nb|1.9 à 4.9 km}} et de {{nb|2.4 à 4.4 km}} <ref name=Smith1986/>{{,}}<ref name=Karkoshka2001b/>. Leur épaisseur optique équivalente est de {{nb|0.41 km}}, {{nb|0.91 km}} et {{nb|0.71 km}}, correspondant à des épaisseurs optiques normales de {{nb|0.18 à 0.25}}, de {{nb|0.18 à 0.48}} et de {{nb|0.16 à 0.3}}<ref name=Karkoshka2001b/>. Lorsque la Terre a coupé le plan orbital des anneaux en 2007, ils sont devenus invisibles en raison de leur faible épaisseur et de l'absence de poussière<ref name=dePater2007/>.

== Anneaux de poussières ==
=== Anneau λ ===
{{article détaillé|Anneau lambda}}
[[Fichier:FDS 26852.19 Rings of Uranus.png|thumb|upright=1.2|Photo en pose longue des anneaux internes d’Uranus, prise vers l’arrière par ''Voyager 2''. Le Soleil se trouve à 7,5° du centre du cliché. En diffusion en avant de la lumière, les bandes de poussière non visibles sous d’autres perspectives peuvent être vues, comme les autres anneaux.]]
L’anneau λ ''(lambda)'' est un des deux anneaux découverts par ''[[Voyager 2]]'' en 1986<ref name=Stone1986/>. C’est un anneau étroit et ténu, situé juste à l’intérieur de l’anneau ε, entre l’anneau et sa lune bergère, [[Cordélia (lune)|Cordélia]]<ref name=Smith1986/>. Cette lune a nettoyé une bande vide juste au milieu de l’anneau λ. Quand il est examiné en lumière diffusée vers l’arrière<ref name="diff" group="n"/>, l’anneau λ est extrêmement étroit : de {{nb|1 à 2 km}} et a une épaisseur optique équivalente de {{nb|0.1 à 0.2 km}} à la longueur d’onde de {{nb|2.2 µm}}<ref name=dePater2006/>. L'épaisseur optique normale est de {{nb|0.1 à 0.2}}<ref name=Smith1986/>{{,}}<ref name="Holberg1987">{{article | langue =en | prénom1 = J.B.| nom1 = Holberg|prénom2 = P. D. | nom2 = Nicholson|prénom3 =R.G. | nom3 = French |prénom4 = J.L.| nom4 = Elliot| titre = Stellar Occultation probes of the Uranian Rings at 0.1 and 2.2 μm: A comparison of Voyager UVS and Earth based results | périodique = Astron. J. | lien périodique = The Astronomical Journal | volume = 94 | année = 1987 | pages = 178 – 188 | url texte = http://adsabs.harvard.edu/abs/1987AJ.....94..178H | doi = 10.1086/114462 | consulté le = 10 juin 2010}}.</ref>. L'épaisseur optique de l’anneau λ présente une forte dépendance de la longueur d’onde de la lumière, ce qui est atypique pour le système d’anneaux d’Uranus. L'épaisseur optique équivalente s’élève à {{nb|0.36 km}} dans l’ultraviolet, ce qui explique pourquoi l’anneau λ n’a été détecté au début que dans les occultations stellaires UV par ''Voyager 2''<ref name=Holberg1987/>. La détection à la longueur d’onde de {{nb|2.2 µm}} par occultation stellaire n’a été annoncée qu’en 1996<ref name=dePater2006/>.

L’aspect de l’anneau λ change radicalement quand il est observé en lumière diffusée vers l’avant, comme l’a fait ''Voyager 2'' en 1986<ref name=Smith1986/>. Dans cette perspective, l’anneau devient la structure la plus brillante du système d’anneaux d’Uranus, plus brillante encore que l’anneau ε<ref name=Burns2001/>. Cette observation, conjuguée à la dépendance de l'épaisseur optique en fonction de la longueur d’onde de la lumière, indique que l’anneau λ contient une quantité appréciable de poussière de la taille de l’ordre du [[micromètre]]<ref name=Burns2001/>. L'épaisseur optique normale de cette poussière est de {{nb|e-4}} à {{nb|e-3}}<ref name=Ockert1987/>. Les observations faites en 2007 par le [[Observatoire W. M. Keck|télescope Keck]] pendant l’événement de croisement du plan de l’anneau ont confirmé cette conclusion ; l’anneau λ est alors devenu une des structures les plus brillantes du système d’anneaux<ref name=dePater2007/>.

Une analyse détaillée des images de ''Voyager 2'' a révélé des variations azimutales de la brillance de l’anneau λ<ref name=Ockert1987/>. Les variations semblent périodiques, évoquant une [[onde stationnaire]]. L’origine de cette structure détaillée de l’anneau λ reste mystérieuse<ref name=Burns2001/>.

=== Anneau 1986U2R/ζ ===
{{article détaillé|Anneau zêta}}
[[Fichier:Uranus' rings dim.jpg|thumb|upright=1.2|[[Photographie|Cliché]] qui a permis la [[Découverte scientifique|découverte]] de l’anneau 1986U2R]]
En 1986, ''[[Voyager 2]]'' a détecté une bande large mais ténue de matière à l’intérieur de l’anneau 6<ref name=Smith1986/>. Cet anneau a reçu la désignation temporaire de 1986U2R. Il a une épaisseur optique normale de {{nb|e-3}} ou moins, et il est extrêmement ténu. Il va de {{nb|37000 à 39500 km}} du centre d’Uranus, c’est-à-dire seulement {{nb|12000 km}} au-dessus des nuages<ref name="dePater2006"/>. Il n’a plus été vu jusqu’en 2003 - 2004, à son observation par le [[Observatoire W. M. Keck|télescope Keck]]. Cette bande a été nommée « anneau ζ » (''zêta'')<ref name=dePater2006/>. Cependant la position de cet anneau diffère de façon significative de celle observée pour 1986U2R en 1986 : il est situé de {{nb|37850 à 41350 km}} du centre de la planète. Il y a une extension qui va vers l’intérieur en s’atténuant jusqu’à {{nb|32600 km}} au moins<ref name=dePater2006/>.

L’anneau ζ a été encore observé pendant le croisement du plan de l’anneau en 2007, et il y est même devenu l’élément le plus brillant de tout le système d’anneaux, surpassant même en luminosité tout le reste<ref name=dePater2007/>. L'épaisseur optique équivalente de cet anneau approche {{nb|1 km}} ({{nb|0.6 km}} pour l’extension interne), tandis que l'épaisseur optique normale ne dépasse pas {{nb|e-3}}<ref name=dePater2006/>. Les aspects assez différents des anneaux 1986U2R et ζ peuvent être causés par les différentes géométries de l’observation : diffusion vers l’arrière en 2003 – 2007, et diffusion vers le côté en 1986<ref name=dePater2006/>{{,}}<ref name=dePater2007/>. Cependant, il ne peut pas être exclu que des changements dans la répartition de la poussière, que l’on suppose dominante dans l’anneau, soient survenus entre 1986 et 2007<ref name=dePater2007/>.

=== Autres bandes de poussière ===
Outre les anneaux 1986U2R/ζ et λ, il existe d’autres bandes de poussière très ténues dans le système des anneaux d’Uranus<ref name=Smith1986/>. Elles sont invisibles pendant les occultations en raison de leur épaisseur optique négligeable, malgré leur brillance en diffusion vers l’avant<ref name=Burns2001/>. Les images de ''Voyager 2'' en lumière diffusée vers l’avant révèlent l’existence de bandes de poussière brillantes entre les anneaux λ et δ, entre η et β, et entre α et 4<ref name=Smith1986/>. Beaucoup de ces bandes ont été détectées à nouveau en 2003 - 2004 par le [[Observatoire W. M. Keck|télescope Keck]], et pendant le croisement du plan de l’anneau en 2007 en lumière diffusée vers l’arrière, mais leurs positions précises et leurs brillances relatives étaient différentes de celles observées par ''Voyager 2''<ref name=dePater2006/>{{,}}<ref name=dePater2007/>. L'épaisseur optique normale de ces bandes de poussière ne dépasse pas environ {{nb|e-5}}. Les scientifiques pensent que la distribution des dimensions des particules de poussières suit une [[loi de puissance]] d’indice <math>\scriptstyle p\, =\, 2,5 \pm 0,5</math><ref name=Ockert1987/>.

== Système d’anneaux externes ==
{{article détaillé|Anneau mu|Anneau nu}}
[[Fichier:Outer Uranian rings.jpg|thumb|upright=1.2|Les anneaux μ et ν d’Uranus ({{nobr|R/2003 U1 et U2}}) à partir d’images prises par le [[Hubble (télescope spatial)|télescope spatial Hubble]] en 2005.]]

En 2003–2005, le [[Hubble (télescope spatial)|télescope spatial Hubble]] permet de découvrir une nouvelle paire d’anneaux, baptisée par la suite système d’anneaux externe, qui porte le nombre d’anneaux d’Uranus à treize<ref name=Showalter2006/>. Ils ont été nommés anneaux μ et ν (''mu'' et ''nu'')<ref name="Showalter2008b">{{en}} {{Lien web | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2008DDA....39.1602S | titre = The Outer Dust Rings of Uranus in the Hubble Space Telescope | auteur = Mark R. Showalter | coauteurs = J. J. Lissauer, R. G. French, D. P. Hamilton, P. D. Nicholson et I. de Pater. | année = 2008 | mois = mai | éditeur =American Astronomical Society | consulté le = 12 juin 2010}}.</ref>. L’anneau μ, le plus externe, se trouve deux fois plus éloigné de la planète que l’anneau brillant η<ref name=Showalter2006/>. Ces anneaux externes diffèrent des anneaux internes étroits par de nombreuses caractéristiques : μ et ν sont larges ({{nb|17000 km}} et {{nb|3800 km}}) et très ténus ; leur épaisseur optique normale maximale sont de {{nb|8.5 e-6}} et {{nb|5.4 e-6}} ; leur épaisseur optique équivalente sont respectivement de {{nb|0.14 km}} et {{nb|0.012 km}}. Leur profil radial de brillance est triangulaire<ref name=Showalter2006/>.

La brillance maximale de l’anneau μ se trouve presque le long de l’orbite de la [[Mab (lune)|petite lune Mab]], qui est probablement la source des particules de l’anneau<ref name=Showalter2006/>{{,}}<ref name=NASA2005/>. L’anneau ν se situe entre les satellites naturels [[Portia (lune)|Portia]] et [[Rosalinde (lune)|Rosalinde]], et ne contient pas de lune en son sein<ref name=Showalter2006/>. Une nouvelle analyse des images de ''Voyage 2'' en lumière diffusée vers l’avant montre clairement les anneaux μ et ν. Dans cette géométrie, les anneaux sont bien plus brillants, ce qui indique qu’ils contiennent beaucoup de poussières micrométriques<ref name=Showalter2006/>. Ils peuvent être semblables aux anneaux [[Anneau G|G]] et [[Anneau E|E]] de Saturne : comme l’anneau G, les anneaux μ et ν manquent de tout corps qui pourrait l’alimenter en poussière, et comme l’immense anneau E, ils reçoivent de la poussière d’[[Encelade (lune)|Encelade]]<ref name=Showalter2006/>{{,}}<ref name=NASA2005/>.

L’anneau μ pourrait être constitué entièrement de poussières, sans aucune particule de grande taille. Cette hypothèse est renforcée par des observations du [[Observatoire W. M. Keck|télescope Keck]], qui n’a pas réussi à détecter l’anneau μ dans l’infrarouge proche à {{nb|2.2 μm}}, mais a pu détecter l’anneau ν<ref name=dePater2006b>{{article | langue =en | prénom1 = Imke| nom1 = dePater|prénom2 = Heidi B. | nom2 =Hammel |prénom3 =Seran G. | nom3 = Gibbard|prénom4 =Mark R. | nom4 = Showalter | titre = New Dust Belts of Uranus: One Ring, Two Ring, Red Ring, Blue Ring | périodique = Science | lien périodique = Science (revue) | volume = 312 | numéro = 5770 | année = 2006 | pages = 92 – 94 |pmid = 16601188 | résumé = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Sci...312...92D | doi = 10.1126/science.1125110 | consulté le = 12 juin 2010}}.</ref>. Ceci montre que l’anneau μ est de couleur bleue et qu’il est donc composé en majorité de particules submicrométriques<ref name=dePater2006b/>. Cette poussière pourrait être constituée de glace<ref>{{en}} {{Lien web | url =https://www.newscientist.com/article/dn8960 | titre = Blue ring of Uranus linked to sparkling ice | auteur = Stephen Battersby | année = 2006 | éditeur =NewScientistSpace | consulté le = 12 juin 2010}}.</ref>. L’anneau ν est plutôt coloré en rouge<ref name=dePater2006b/>{{,}}<ref>{{en}} {{Lien web | url = http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/04/06_bluering.shtml| titre = Blue ring discovered around Uranus | auteur = Robert Sanders | coauteurs = | année = 2006 | mois = avril | éditeur = UC Berkeley News| consulté le = 12 juin 2010}}.</ref>.

== Dynamique et origine ==
[[Fichier:Uranus rings.png|vignette|redresse=1.2|Un schéma des anneaux internes, en couleurs renforcées, selon ''[[Voyager 2]]''.]]
Le mécanisme de confinement des particules dans les anneaux étroits n'est toujours pas élucidé en 2011. Un tel mécanisme est nécessaire pour que les anneaux ne se dispersent pas radialement en moins d'un million d’années<ref name=Esposito2002/>. La théorie la plus courante, proposée à l'origine par [[Peter Goldreich|Goldreich]] et [[Scott Tremaine|Tremaine]]<ref>{{article | langue =en | prénom1 = Peter| nom1 = Goldreich|prénom2 =Scott | nom2 = Tremaine| titre = Towards a theory for the uranian rings | périodique = Nature | lien périodique = Nature (revue) | volume = 277 | année = 1979 | pages = 97 – 99 | résumé = http://www.nature.com/nature/journal/v277/n5692/abs/277097a0.html | doi = 10.1038/277097a0 | consulté le = 12 juin 2010}}.</ref>, est qu'une paire de lunes, les bergers interne et externe, interagissent gravitationnellement avec chaque anneau, et agissent respectivement comme source et puits pour compenser les fluctuations de [[moment cinétique (mécanique classique)|moment cinétique]] (ou aussi bien d’[[énergie cinétique]]). Ils maintiennent ainsi la cohésion de l’anneau, mais s’en écartent progressivement<ref name=Esposito2002/>. Pour être efficaces, la masse de chaque berger doit dépasser celle de l’anneau par un facteur d'au moins 2 ou 3. Ce mécanisme est à l’œuvre pour l’anneau ε, où [[Cordélia (lune)|Cordélia]] et [[Ophélie (lune)|Ophélie]] jouent le rôle de bergers. Cordélia est aussi le berger externe de l’anneau δ et Ophélie celui de l’anneau γ<ref name=Porco1987/>. Cependant, aucune lune de plus de {{nb|10 km}} n'est connue à portée des autres anneaux<ref name=Smith1986/>. La distance actuelle de Cordélia et Ophélie de l’anneau ε permet d’estimer son âge. Les calculs montrent qu’il ne peut être plus vieux que {{nb|6 e8|années}}<ref name=Esposito2002/>{{,}}<ref name="Esposito1989">{{article | langue =en | prénom1 =L.W. | nom1 =Esposito|lien auteur1=Larry W. Esposito |prénom2 = Joshua E. | nom2 = Colwell| titre = Creation of The Uranus Rings and Dust bands | périodique = Nature | lien périodique = Nature (revue) | volume = 339 | année = 1989 | pages = 605 – 607 | résumé =http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Natur.339..605E | doi = 10.1038/339605a0 | consulté le = 12 juin 2010}}.</ref>.

La jeunesse apparente des anneaux peut être expliquée par le renouvellement continuel de la matière qui les compose. Celle-ci pourrait provenir de la collision et de la fragmentation continue de plus grands objets. Selon les estimations de l'astronome [[Larry W. Esposito]] en 2002<ref name=Esposito2002/>, une lune de la taille de [[Puck (lune)|Puck]] pourrait produire suffisamment de débris pour que l'anneau dure quelques milliards d’années. Cependant, la durée de vie d’un satellite plus petit est bien plus courte. Toutes les lunes et anneaux internes pourraient donc être les produits de quelques lunes de la taille de Puck brisées (par exemple par les [[Force de marée|forces de marées]] d'Uranus) durant les derniers {{nombre|4.5|milliards}} d’années<ref name=Esposito1989/>. Les satellites ainsi brisés déclenchent une cascade de collisions broyant rapidement tous les gros fragments en particules bien plus petites, jusqu'aux plus fines poussières<ref name=Esposito2002/>. Finalement la majorité de la masse initiale devrait être dispersée dans l'espace ou retombée sur Uranus, et les particules restantes seraient celles stabilisées par des résonances mutuelles et des effets de berger. À la fin de cette évolution, il ne devrait rester qu’un système d’anneaux étroits. Mais dans la configuration actuelle, quelques mini-lunes pourraient subsister au sein des anneaux. Leur diamètre serait alors probablement limitée à environ {{nb|10 km}}<ref name=Esposito1989/>.

L’origine des bandes de [[poussière]] pose moins de problèmes. La poussière a un temps de vie très court, de {{nb|100 à 1000 ans}}. Les bandes doivent donc être alimentées en continu par des collisions entre particules plus grandes, issues des anneaux, des mini-lunes et des [[météoroïde]]s provenant de l’extérieur du système uranien<ref name=Burns2001/>. Les ceintures de mini-lunes et de particules elles-mêmes sont invisibles, en raison de leur faible épaisseur optique, alors que la poussière se révèle en diffusion de la lumière vers l’avant<ref name=Esposito1989/>. Les anneaux étroits principaux et les ceintures de mini-lunes qui créent les bandes de poussière diffèrent probablement dans la distribution des tailles. Les anneaux principaux ont plus de corps entre le centimètre et le mètre. Ce type de distribution accroît la surface des objets dans les anneaux, ce qui conduit à une haute densité optique en lumière diffusée vers l’arrière<ref name=Esposito1989/>. En revanche, les bandes de poussière contiennent peu de grosses particules, ce qui leur donne une basse épaisseur optique<ref name=Esposito1989/>.

== Exploration ==
[[Fichier:The Uranus System (VLT) - ESO.jpg|vignette|Le système uranien vu en novembre 2002 (ISAAC sur le VLT) et en août 2007 (NACO avec optique adaptative). En 2007 les anneaux étaient vus de côté, d'où le fait qu'ils soient beaucoup moins visibles sur la photo.]]
Les anneaux ont été étudiés de manière approfondie par les instruments la sonde spatiale ''[[Voyager 2]]'' durant son survol de la planète en {{date-|janvier 1986}}<ref name=Stone1986/>. Deux nouveaux anneaux ténus, λ et 1986U2R, ont été ainsi découverts, portant à l'époque leur nombre total à onze. Les anneaux ont été étudiés par occultation dans les gammes radio<ref name=1986Tyler/>, ultraviolette<ref name=Holberg1987/> et optique<ref name=Lane1986/>. ''Voyager 2'' a observé les anneaux sous diverses perspectives par rapport au Soleil, donnant des images en lumière diffusée en arrière, sur le côté et en avant<ref name=Smith1986/>. L’analyse de ces images a permis la détermination complète de la brillance en fonction de la phase et des albédos<ref name="albe" group="n"/> géométrique et de Bond des particules des anneaux<ref name=Ockert1987/>. Deux anneaux, ε et η, ont été résolus sur les images, révélant une structure fine et compliquée. L’analyse des images de ''Voyager 2'' a aussi permis la découverte de dix lunes internes, dont les deux bergers de l’anneau ε, [[Cordélia (lune)|Cordélia]] et [[Ophélie (lune)|Ophélie]]<ref name=Smith1986/>. Le télescope Hubble, par une observation depuis l'espace, a finalement porté le nombre des anneaux d'Uranus à treize par la découverte des anneaux μ et ν en 2005.

== Propriétés ==

Le tableau suivant rassemble les propriétés connues du système d’[[anneau planétaire|anneaux planétaires]] d’[[Uranus (planète)|Uranus]] (à titre de comparaison, le rayon d'Uranus est d'environ {{nb|26000 km}}) :

{| class="wikitable sortable"
! scope="col" | Nom !! scope="col" | Rayon (km) !! scope="col" | Largeur<br />(km)
! scope="col" | EE<br />(km)<br /><ref name="dens" group="n"/> !! scope="col" | Épaisseur<br />optique<br />normale<br />(ÉON)<ref name="dens" group="n"/> !! scope="col" |Épaisseur<br />(m)
! scope="col" |Excen-<br />tricité !! scope="col" |Incli-<br />naison<br />(°) !! scope="col" |Notes
|-
! scope="row" |ζ{{ind|c}}
|{{nb|32000}}–<br />{{nb|37850}}||{{nb|3500}}
|0,6||~ {{nb|e−4}}<ref name="calc" group="n"/>||?
|?||?||Extension intérieure de ζ
|-
! scope="row" |1986U2R
|{{nb|37000}}–<br />{{nb|39500}}<ref name=dePater2006/>||{{nb|2500}}<ref name=dePater2006/>
|?||< {{nb|e−3}}<ref name=Smith1986/>||?
|?||?||Anneau ténu de poussière, partie de [[Anneau zêta|1986U2R/ζ]]
|-
! scope="row" |ζ
|{{nb|37850}}–<br />{{nb|41350}}<ref name=dePater2006/>||{{nb|3500}}<ref name=dePater2006/>
|1<ref name=dePater2006/>||< {{nb|e−3}}<ref name="calc" group="n">Calculé à partir d'autres données directement mesurées.</ref>||?
|?||?||Partie plus importante de [[Anneau zêta|1986U2R/ζ]]
|-
! scope="row" |6
|{{nb|41837}}<ref name=Esposito2002/>||1,6–2,2<ref name=Karkoshka2001b/>
|0,41<ref name=Karkoshka2001b/>||0,18–0,25<ref name="calc" group="n"/>||?
|{{nb|1 e-3}}<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||0,062<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||
|-
! scope="row" |5
|{{nb|42234}}<ref name=Esposito2002/>||1,9–4,9<ref name=Karkoshka2001b/>
|0,91<ref name=Karkoshka2001b/>||0,18–0,48<ref name="calc" group="n"/>||?
|{{nb|1.90 e-3}}<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||0,054<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||
|-
! scope="row" |4
|{{nb|42570}}<ref name=Esposito2002/>||2,4–4,4<ref name=Karkoshka2001b/>
|0,71<ref name=Karkoshka2001b/>||0,16–0,30<ref name="calc" group="n"/>||?
|{{nb|1.1 e-3}}<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||0,032<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/> ||
|-
! scope="row" |α
|{{nb|44718}}<ref name=Esposito2002/>||4,8–10<ref name=Karkoshka2001b/>
|3,39<ref name=Karkoshka2001b/>||0,3–0,7<ref name="calc" group="n"/>||?
|{{nb|0.8 e-3}}<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||0,015<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||
|-
! scope="row" |β
|{{nb|45661}}<ref name=Esposito2002/>||6,1–11,4<ref name=Karkoshka2001b/>
|2,14<ref name=Karkoshka2001b/>||0,20–0,35<ref name="calc" group="n"/>||?
|{{nb|0.4 e-3}}<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||0,005<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||
|-
! scope="row" |η
|{{nb|47175}}<ref name=Esposito2002/>||1,9–2,7<ref name=Karkoshka2001b/>
|0,42<ref name=Karkoshka2001b/>||0,16–0,25<ref name="calc" group="n"/>||?
|0<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||0,001<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||
|-
! scope="row" |η{{ind|c}}
|{{nb|47176}}||40
|0,85||{{nb|2 e-2}}<ref name="calc" group="n"/>||?
|0<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||0,001<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||Extension extérieure de η
|-
! scope="row" |γ
|{{nb|47627}}<ref name=Esposito2002/>||3,6–4,7<ref name=Karkoshka2001b/>
|3,3<ref name=Karkoshka2001b/>||0,7–0,9<ref name="calc" group="n"/>||150<ref name=Lane1986/>?
|{{nb|0.1 e-3}}<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||0,002<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||
|-
! scope="row" |δ{{ind|c}}
|{{nb|48300}}||10–12
|0,3||{{nb|3 e-2}}<ref name="calc" group="n"/>||?
|0<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||0,001<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||Extension intérieure de δ
|-
! scope="row" |δ
|{{nb|48300}}<ref name=Esposito2002/>||4,1–6,1<ref name=Karkoshka2001b/>
|2,2<ref name=Karkoshka2001b/>||0,3–0,6<ref name="calc" group="n"/>||?
|0<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||0,001<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||
|-
! scope="row" |λ
|{{nb|50023}}<ref name=Esposito2002/>||1–2<ref name=Holberg1987/>
|0,2<ref name=dePater2006/>||0,1–0,2<ref name="calc" group="n"/>||?
|0?||0?||
|-
! scope="row" |ε
|{{nb|51149}}<ref name=Esposito2002/>||19,7–96,4<ref name=Karkoshka2001b/>
|47<ref name=Karkoshka2001b/>||0,5–2,5<ref name="calc" group="n"/>||150<ref name=Lane1986/>?
|{{nb|7.9 e-3}}<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||0<ref name="Stone1986"/>{{,}}<ref name=French1988/>||Lunes bergères : [[Cordélia (lune)|Cordélia]] et [[Ophélie (lune)|Ophélie]]
|-
! scope="row" |ν
|{{nb|66100}}–<br />{{nb|69900}}<ref name=Showalter2006/>||{{nb|3800}}<ref name=Showalter2006/>
|0,012<ref name=dePater2006b/>||{{nb|5.4 e-6}}<ref name=Showalter2006/>||?
|?||?||Entre [[Portia (lune)|Portia]] et [[Rosalinde (lune)|Rosalinde]]. Brillance maximale à {{nb|67300 km}}
|-
! scope="row" |μ
|{{nb|86000}}–<br />{{nb|103000}}<ref name=Showalter2006/>||{{nb|17000}}<ref name=Showalter2006/>
|0,14<ref name=dePater2006b/>||{{nb|8.5 e-6}}<ref name=Showalter2006/>||?
|?||?||Brillance maximale à {{nb|97700 km}} (à proximité de [[Mab (lune)|Mab]])
|}

== Notes et références ==
=== Notes ===
{{références|groupe="n"}}

=== Références ===
{{références nombreuses|taille=24}}

== Pour approfondir ==
=== Bibliographie ===
*{{Ouvrage |id=Seuil09 |prénom1=Charles |nom1=Frankel |titre=Dernières nouvelles des planètes |lieu=Paris |éditeur=Seuil |collection=Science ouverte |année=2009 |isbn=978-2-02-096549-1 |bnf=42081129}}
*{{Ouvrage |id=ellipses09 |prénom1=Anny-Chantal |nom1=Levasseur-Regourd |prénom2=André |nom2=Brahic |prénom3=Thérèse |nom3=Encrenaz |prénom4=François |nom4=Forget |prénom5=Marc |nom5=Ollivier |prénom6=Sylvie |nom6=Vauclair |titre=Système solaire et planètes |lieu=Paris |éditeur=Ellipses |année=2009 |pages totales=249 |isbn=978-2-7298-4084-6 |bnf=41354368}}
*{{Ouvrage |id=Larousse05 |prénom1=Thérèse |nom1=Encrenaz |titre=Larousse du Ciel |sous-titre=Comprendre l'astronomie du {{s-|XXI}} |lieu=Paris |éditeur=Larousse |collection=Regards sur la science |année=2005 |isbn=978-2-03-560434-7 |isbn10=2-03-560434-6 |bnf=40032102}}
*{{Ouvrage |id=Belin96 |prénom1=Thérèse |nom1=Encrenaz |titre=Les Planètes géantes |lieu=Paris |éditeur=Belin |collection=Regards sur la science |année=1996 |pages totales=189 |isbn=978-2-7011-2186-4 |isbn10=2-7011-2186-8 |bnf=36167001}}

=== Articles connexes ===
* [[Satellites naturels d'Uranus]]
* [[Anneau planétaire]]
* [[Anneaux de Jupiter]], [[Anneaux de Saturne]], [[Anneaux de Neptune]]

=== Liens externes ===
* {{en}} [http://pds-rings.seti.org/uranus Uranian Ring System] : diverses données sur le système d’Uranus.
* {{vidéo}} {{en}} [http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/11/video/b/ Animation du système d’Uranus], de ses lunes proches et de ses anneaux.
*: Au début, le schéma est de plus en plus accéléré (voir la date qui s'affiche dans le coin en haut à droite), avec un agrandissement croissant, jusqu'à ce que l’anneau ε remplisse la figure. La luminosité n’est pas uniforme. La vitesse ralentit. Puis, à basse vitesse, une carte apparaît sur Uranus, qui est déformée par les vents dominants. Le schéma, où l'on peine à voir séparément les anneaux intérieurs à ε, y fait apparaître des points repères pour montrer la différence des vitesses de rotation. Enfin, l'animation s'achève par une décroissance de l'échelle, qui ne laisse plus guère apparaître que les lunes externes. Cette animation est adaptée d’une série de photos prises par le télescope spatial Hubble. Voir un [http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2002/28/image/k/ exemplaire de la série] à grande échelle (choisir le débit de la ligne en bas à droite).
* {{en}} [http://pds-rings.seti.org/uranus/viewspace/page1.html ''Uranus, a World of Surprises''] sur le site du ''{{lang|en|texte=Space Telescope Science Institute}}'' (diaporama avec vues fixes et animations)

{{Palette|Uranus|Système solaire|Anneaux planétaires}}
{{Portail|astronomie}}
{{Article de qualité|oldid=64463814|date=25 avril 2011}}

[[Catégorie:Anneau d'Uranus|*]]
[[Catégorie:Programme Voyager]]