Anneaux d'Uranus

La planète Uranus possède un système d'anneaux de complexité intermédiaire entre celui très complexe des anneaux de Saturne et ceux plus simples de Jupiter ou de Neptune. Les anneaux d'Uranus ont été découverts le 10 mars 1977 par James L. Elliot (en), Edward W. Dunham et Douglas J. Mink (en). Il y a plus de 200 ans, William Herschel avait aussi rapporté l'observation d'anneaux, mais les astronomes modernes sont sceptiques sur le fait qu'il ait pu effectivement les voir, tellement ils sont foncés et ténus. Deux anneaux additionnels ont été découverts en 1986 grâce aux les images prises par la capsule Voyager 2, et deux anneaux externes ont été trouvés en 2003–2005 sur les photos du télescope spatial Hubble.

À la date de 2008, le système d'anneaux d'Uranus est décomposé en 13 anneaux distincts. Dans l'ordre de distance croissante de la planète, ce sont : 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν and μ. Leurs rayons vont de 38 000 km pour l'anneau 1986U2R/ζ à environ 98 000 km pour l'anneau µ. De faibles bandes de poussière et des arcs incomplets peuvent exister entre les anneaux principaux. Ces anneaux sont très sombres : l'albédo des particules les composant ne dépasse pas 2%. Ils sont probablement composés de glace et de composés organiques noircis par le rayonnement.

La plupart des anneaux d'Uranus sont optiquement denses et larges de quelques kilomètres seulement. L'ensemble du système ne contient que peu de poussières : il contient essentiellement des rochers de 0,2 à 20 m de diamètre. Cependant, certains des anneaux sont translucides : les anneaux larges et peu visibles 1986U2R/ζ, μ et ν sont faits de petites particules de poussières, tandis que l'anneau étroit et peu visible λ contient aussi des corps plus étendus. La relative pauvreté en poussière des anneaux est due à la traînée aérodynamique des parties les plus externes de l'atmosphère : l'exosphère et la couronne.

On pense que les anneaux d'Uranus sont assez jeunes, pas plus que 600 millions d'années d'âge. Le système provient probablement de la collision et de la fragmentation de lunes qui existaient alors autour de la planète. Après la collision, les lunes se sont probablement brisées en nombreuses particules, qui n'ont survécu comme anneaux étroits et optiquement denses que dans certaines zones de stabilité maximale.

Le mécanisme qui confine les anneaux étroits n'est pas bien compris. Au début, on supposait que chaque anneau étroit était encadré par des lunes « bergères », assurant sa stabilité. Mais en 1986, la sonde Voyager 2 n'a découvert qu'une paire de tels bergers : Cordelia et Ophelia, encadrant l'anneau ε, le plus brillant.

La première mention d'un système d'anneaux autour d'Uranus vient des notes de William Herschel où il détaille ses observations d'Uranus au XVIII siècle : « 22 février 1789 : un anneau a été soupçonné ». Herschel dessine un petit schéma de l’anneau et note qu'il « tire un peu sur le rouge ». Le télescope Keck de Hawaï a confirmé cette observation, au moins pour l’anneau ν. Les notes de Herschel sont publiées dans un journal de la Royal Society en 1797. Près de deux siècles s'écoulent entre 1797 et 1977 où les anneaux sont rarement mentionnés. Ceci jette de sérieux doutes sur le fait que Herschel ait pu voir quoi que ce soit alors que des centaines d'autres astronomes n'ont rien vu. Et pourtant, certains ont affirmé que Herschel avait donné des descriptions exactes de l’anneau ν, 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 .

La découverte définitive des anneaux d'Uranus a été faite par hasard le 10 mars 1977 par les astronomes James L. Elliot, Edward W. Dunham et Douglas J. Mink, à bord du Kuiper Airborne Observatory (en). Le but de l’observation était d'utiliser l’occultation de l'étoile SAO 158687 par Uranus pour étudier l'atmosphère de celle-ci. Mais, pendant l'analyse de leurs observations, ils ont trouvé cinq disparitions brèves de l’étoile avant et après l'occultation. Ils en ont déduit la présence d'un système d'anneaux étroits. Ils ont dénoté dans leurs articles les cinq occultations observées par les premières lettre grecques α, β, γ, δ et ε. Ces désignations ont été utilisées plus tard comme noms pour les anneaux. Plus tard, ils ont trouvé quatre autres anneaux : un entre les anneaux β et γ et trois à l'intérieur de l'anneau α. Le premier est nommé η, les autres 4, 5 et 6 selon la numération des occultations dans un autre article. Le système d'anneaux d'Uranus est le second à avoir été découvert dans le système solaire, après ceux de Saturne.

On a pu voir une image directe des anneaux quand la sonde spatiale Voyager 2 a traversé le système d'Uranus en 1986. Ces images ont révélé la présence de deux anneaux supplémentaires ténus. Le télescope spatial Hubble a détecté une nouvelle paire d'anneaux en 2003 – 2005, amenant le total connu à treize. La découverte de ces anneaux externes a doublé le diamètre du système d'anneaux connus. Hubble a également pris pour la première fois des images de deux petits satellites, dont l'un, Mab a son orbite dans l'anneau extérieur récemment découverts.

À la date de 2008, le système d'anneaux d'Uranus comprend treize anneaux. Il sont nommés, par ordre de distance croissante à la planète : 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ. On peut les diviser en trois groupes : neuf anneaux principaux étroits (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), deux anneaux de poussières (1986U2R/ζ, λ) et deux anneaux externes (μ, ν). Les anneaux d'Uranus consistent principalement en particules macroscopiques, et peu de poussières, localisées surtout dans les anneaux 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν et μ. Outre ces anneaux bien identifiés, il y a de nombreuses bandes de poussière translucides, ainsi que des anneaux ténus parmi elles. Ceux-ci peuvent avoir une existence temporaire, ou être faits d'arcs séparés, que l'on détecte parfois pendant les occultations. Certains sont devenus visibles pendant le passage de la Terre par le plan des anneaux en 2007. Quelques bandes de poussières entre les anneaux ont été observées en diffusion vers l'avant quand Voyager 2 est passée au-delà d'Uranus. Tous les anneaux d'Uranus présentent des variations azimutales de brillance.

Les anneaux sont faits d'une matière extrêmement foncée. L'albédo géométrique des particules ne dépasse pas 5 à 6%, tandis que l'albédo de Bond est plus bas : environ 2%. 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. Ceci signifie que leur albédo est bien plus bas quand on les observe 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 ultraviolette du spectre, et sont gris dans l'infrarouge proche. Ils ne présentent aucunes structures spectrales identifiables. La composition chimique des particules des anneaux est inconnue. Cependant, elles ne peuvent pas être composée de glace pure, comme celles des anneaux de Saturne, parce qu'elles sont trop foncées, plus foncées encore que les lunes d'Uranus intérieures. Ceci indique qu'elles sont probablement composées d'un mélange de glace et de matière sombre. La nature de cette matière n'est pas connue, mais elle peut consister en composés organiques noircis par le rayonnement des particules chargées de la magnétosphère d'Uranus. Ce peut être un matériau semblable à celui des lunes internes, mais considérablement recuit.

Dans son ensemble, le système d'anneaux d'Uranus ne ressemble ni aux anneaux de Jupiter de poussière ténue, ni à ceux larges et complexes de Saturne, dont certains sont composés de matière très brillante – de la glace. Cependant, il y a quelques ressemblances avec des parties de ce dernier : l'anneau F de Saturne et l'anneau ε d'Uranus sont tous deux étroits, assez sombres, et encadrés par des lunes bergères. Les anneaux externes d'Uranus récemment découverts ont une ressemblance avec les anneaux externes G et E de Saturne. Certains anneaux étroits au sein des anneaux larges de Saturne ressemblent aussi aux anneaux étroits d'Uranus. 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 de Neptune est assez semblable à celui d'Uranus, bien que moins complexe, plus sombre, et contenant plus de poussière ; les anneaux y sont également plus éloignés de la planète.

Anneau ε

L'anneau ε est le plus brillant et le plus dense des éléments du système d'anneaux d'Uranus, et rend compte des deux tiers de la lumière totale renvoyée par l'ensemble. Alors qu'il est le plus excentrique des anneaux d'Uranus, il a une inclinaison négligeable. 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. Le rapport de ces brillances est de 2,5 à 3,0. Ces variations sont reliées à celles de la largeur de l’anneau, qui mesure 19,7 km à la périapside et 96,4 km à l’apoapside. 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 grand. 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 résolus par les caméras de la sonde spatiale. Ce comportement montre que l'anneau est optiquement denses. En fait, les observations d'occultation faites à partir du sol ou de l'espace ont montré que sa densité optique normale varie de 0,5 à 2,5, avec le maximum à la périapside. La densité équivalente $ED=\int \tau (r)dr$ de l'anneau ε est d'environ 47 km et est invariante le long de l'orbite.

L'épaisseur géométrique de l'anneau ε n'est pas connue avec précision, bien que l’anneau soit certainement très mince – selon certains, de seulement 150 m. Malgré cette dimension infinitésimale, il consiste en plusieurs couches de particules. L'anneau ε est une zone plutôt encombrée, avec un facteur de remplissage estimé aux environs de l’apoapside à environ de 0,008 à 0,06. La taille moyenne des particules de l’anneau va de 0,2 à 20 m, et leur séparation moyenne est d'environ 4,5 fois leur rayon. L'anneau est presque exempt de poussière, peut-être en raison de la traînée aérodynamique de la couronne atmosphérique d'Uranus. Comme il est mince comme le tranchant d'un rasoir, l'anneau ε disparaît quand ont l'examine par un diamètre. Ceci est arrivé en 2007 au cours de l'observation du passage de la Terre dans le plan des anneaux.

La sonde Voyager 2 a observé un curieux signal de l'anneau ε pendant une expérience d'occultation radio. Le signal se présentait comme un renforcement marqué de la diffusion vers l’avant à 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 être constitué d'une quantité de sous-anneaux étroits et optiquement denses, certains pouvant être des arcs incomplets.

On sait que l’anneau possède des lunes bergères internes et externes : Cordélia à l'intérieur et Ophélia 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 Ophélia. 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 10kg.

Anneau δ

L'anneau δ est circulaire et légèrement incliné. Il présente des variations azimutales substantielles encore inexpliquées dans sa densité optique normale et sa largeur. Une explication possible serait que l'anneau présente des ondulations azimutales excitées par une toute petite lune juste à son bord intérieur. Le bord extérieur bien net de l'anneau δ est en résonance 23:22 avec Cordélia. L'anneau consiste d'ailleurs en deux composantes : l'externe est étroite, et optiquement dense, et est bordée par une large bande interne transparente. La largeur de la composante étroite est de 4,1 à 6,1 km et a une densité équivalente à 2,2 km, ce qui correspond à une densité optique normale de 0,3 à 0,6. La composante large de l'anneau est de 10 à 12 km, et sa densité équivalente est proche de 0,3 km, ce qui indique une faible densité optique normale de 3×10. Ceci n’est connu que par des données d'occultation, parce que Voyager 2 n'a pas pu résoudre l’anneau δ. 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. 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 de faible densité optique normale.

Anneau γ

L'anneau gamma est étroit, optiquement dense, et légèrement excentrique. Son inclinaison orbitale est à peu près nulle. La largeur de l’anneau varie de 3,6 à 4,7 km, bien que sa densité optique équivalente soit constante à 3,3 km. La densité optique normale de l’anneau γ est de 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, et sans poussière. La largeur et la densité optique normale de l’anneau montre des variations azimutales marquées. 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 Ophélia.

Anneau η

L'anneau η a une excentricité et une inclinaison orbitales nulles. Comme l'anneau δ, il consiste en deux composantes : une étroite et optiquement dense, et une bande large quasi-transparente, extérieure cette fois. Cette dernière est large d'environ 40 km et sa densité équivalente voisine de 0,85 km, ce qui indique une faible densité optique normale de 2×10.

L'anneau a été résolu sur les images de Voyager 2. En diffusion vers l'avant, l'anneau paraît brillant, ce qui indique la présence d'une quantité considérable de poussières, probablement dans la partie large. 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. Comme la majorité des anneaux, l'anneau η présente des variations azimutales marquées en densité optique normale et en largeur. La composante étroite disparaît même à certains endroits.

Anneaux α et β

Les anneaux α et β sont les plus brillants des anneaux d'Uranus après l'anneau ε. Comme l'anneau ε, ils présentent des variations de brillance et de largeur. Ils ont une brillance et une largeur maximale dans les 30° autour de l'apoapside, et minimale dans les 30° autour de la périapside. Ces deux anneaux ont des excentricités et inclinaisons non négligeables. Les largeurs vont de 4,8 à 10 km et de 6,1 à 11,4 km respectivement. Les densités optiques équivalentes sont de 3,29 km et 2,14 km, ce qui correspond à des densités optiques normales de 0,3 à 0,7 et 0,2 à 0,35 respectivement. Pendant un événement de croisement du plan des orbites en 2007, les anneaux ont disparu, ce qui montre qu'ils sont géométriquement minces, comme l'anneau ε, et sans poussière. Mais ce même événement a mis en évidence une bande de poussière géométriquement épaisse et optiquement mince juste à l'extérieur de l'anneau β, et qui avait déjà été observée par Voyager 2. Les masses des anneaux α et β sont estimées à environ 5×10 kg chacune, soit la moitié de celle de l’anneau ε.

Anneaux 6, 5 et 4

Les anneaux 6, 5 et 4 sont les plus internes et les moins brillants des anneaux étroits d'Uranus. Ce sont aussi les plus inclinés, et les plus excentriques orbitalement exception faite de celle de l'anneau ε. En fait, leurs inclinaisons (0,06°, 0,05° et 0,03°) étaient suffisantes pour que Voyager 2 puisse les observer au-dessus du plan équatorial d'Uranus (de 24 à 46 km. Ils sont également les plus étroits, mesurant de 1,6 à 2,2 km, de 1,9 à 4,9 km et de 2,4 à 4,4 km de large respectivement. Leurs densités optiques équivalentes sont de 0,41 km, 0,91 km et 0,71 km, correspondant à des densités optiques normales de 0,18 à 0,25, de 0,18 à 0,48 et de 0,16 à 0,3. Ils ont été invisibles pendant le passage à travers le plan des anneaux de 2007, en raison de leur faible épaisseur et de leur manque de pousssière.

Anneau λ

l´anneau λ est un des deux anneaux découverts par Voyager 2 en 1986. C'est un anneau étroit et ténu, situé juste à l'intérieur de l´anneau ε, entre l´anneau et sa lune bergère, Cordélia. Cette lune a nettoyé une bande vide juste au milieu de l’anneau λ. Quand on l´examine en lumière diffusée vers l’arrière, l´anneau λ est extrêmement étroit : de 1 à 2 km et a une densité optique équivalente de 0,1 à 0,2 km à la longueur d'onde de 2,2 µm. La densité optique normale est de 0,1 à 0,2. La densité 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. La densité optique équivalente s'élève à 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. La détection à la longueur d'onde de 2,2 µm par occultation stellaire n'a été annoncée qu'en 1996.

L'aspect de l’anneau λ change tout à fait quand on l´observe en lumière diffusée vers l´avant, comme l’a fait Voyager 2 en 1986. Dans cette perspective, l’anneau devient la structure la plus brillante du système d'anneaux d'Uranus, plus brillante encore que l´anneau ε. Cette observation, conjuguée à la dépendance de la densité 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. La densité optique normale de cette poussière est de 10 à 10. Les observations faite en 2007 par le télescope Keck pendant l'événement de croisement du plan de l’anneau ont confirmé cette conclusion, parce que l´anneau λ est devenu une des structures les plus brillantes du système d'anneaux.

Une analyse détaillée des images de Voyager 2 ont révélé des variations azimutales de la brillance de l´anneau λ. Les variations semblent périodiques, évoquant une onde stationnaire. L'originie de cette structure détaillée de l´anneau λ reste mystérieuse.

Anneau 1986U2R/ζ

En 1986, Voyager 2 a détecté une bande large mais ténue de matière à l'intérieur de l´anneau 6. Cet anneau a reçu la désignation temporaire de 1986U2R. Il a une densité optique normale de 10 ou moins, et est extrêmement ténu. Il va de 37 000 à 39 500 km du centre d'Uranus, c'est-à-dire seulement 12 000 km au-dessus des nuages. Il n'a pas été observé jusqu´en 2003 – 2004, quand le télescope Keck a observé une bande de matière ténue mais large juste à l´intérieur de l´anneau 6. Cet anneau a été nommé « anneau ζ ». Cependant la position de cet anneau ζ diffère de façon significative de celle observée pour 1986U2R en 1986 : il est situé de 37 850 à 41 350 km du centre de la planète. Il y a une extension qui va vers l'intérieur en s'atténuant jusqu'à 32 600 km au moins.

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. La densité optique équivalente de cet anneau approche 1 km (0,6 km pour l’extension interne), tandis que la densité optique normale ne dépasse pas 10. 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. 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 dans les 20 dernières années.

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. Elles sont invisibles pendant les occultations en raison de leur densité optique négligeable, malgré leur brillance en diffusion vers l´avant. 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. Beaucoup de ces bandes ont été détectées à nouveau en 2003 – 2004 par le 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. La densité optique normale de ces bandes de poussière ne dépasse pas environ 10. On pense que la distribution des dimensions des particules de poussière suit une loi de puissance d'indice $p=2,5\pm 0,5$.

En 2003 – 2005, le télescope spatial Hubble détecte une paire d´anneaux encore inconnus, appelés aujourd'hui le système d´anneaux externe, ce qui fait monter le nombre d´anneaux d´Uranus à treize. Ces anneaux ont été nommés anneaux μ and ν. L´anneau μ est le plus externe de la paire, et est deux fois plus éloigné de la planète que l´anneau brillant η. Ces anneaux externes diffèrent des anneaux internes étroits par beaucoup de critères : μ et ν sont larges (17 000 km et 3 800 km) et très ténus ; leur densités optiques normales maximales sont de 8,5×10 et 5,4×10 ; leurs densités optiques équivalentes sont de 0,14 km et 0,012 km respectivement. Leur profil radial de brillance est triangulaire.

La brillance maximale de l´anneau μ se trouve presque le long de l´orbite de la petite lune Mab, qui est sans doute la source des particules de l´anneau. L´anneau ν se situe entre Portia et Rosalinde, et ne contient pas de lune sur sa surface. 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 poussière micrométrique. Ils peuvent être semblables aux anneaux G et E de Saturne : l´anneau G manque aussi de tout corps qui pourrait l’alimenter en poussière, et l’immense anneau E reçoit de la poussière d´Encelade.

L´anneau μ peut consister entièrement en poussières, sans aucune grande particule du tout. Cette hypothèse est renforcée par des observations du télescope Keck, qui n´ont pas réussi à détecter l´anneau μ dans l´infrarouge proche à 2,2 μm mais a détecté l´anneau ν. Ceci montre que l’anneau μ est de couleur bleue, et donc qu´il est composé en majorité de très petites particules (submicrométriques). Cette poussière peut être constituée de glace. L´anneau ν est lui plutôt coloré en rouge.

Un problème encore ouvert sur les anneaux étroits d´Uranus est leur mécanisme de confinement. Sans un tel mécanisme pour maintenir ensemble leurs particules, les anneaux se disperseraient radialement très vite. Et leur durée de vie en l’absence de ce mécanisme ne peut pas dépasser un million d´années. Le modèle le plus courant pour ce genre de confinement, proposé initialement par Goldreich et Tremaine, consiste en ce qu´une paire de lunes, les bergers internes et externes, interagissent gravitationnellement avec l´anneau, et agissent comme source et puits respectivement pour compenser les fluctuations de moment cinétique (ou aussi bien d´énergie cinétique). Ce faisant, ils maintiennent la cohésion de l´anneau, mais ils s´en écartent progressivement. Pour être efficaces, les masses des bergers doivent dépasser celle de l´anneau par un facteur au moins 2 ou 3. On peut voir ce mécanisme à l´œuvre dans le cas de l’anneau ε, où Cordelia et Ophelia jouent le rôle de bergers. Cordelia est aussi le berger externe de l’anneau δ et Ophelia celui de l’anneau γ. Cependant, on ne connaît pas de lune de plus de 10 km à portée des autres anneaux. La distance actuelle de Cordelia et Ophelia de l´anneau ε permet d´estimer l’âge de l’anneau. Les calculs montrent qu´il ne peut être plus vieux que 6×10 a.

Comme les anneaux d´Uranus apparaissent jeunes, ils doivent être continuellement renouvelés par collision et fragmentation de plus grands objets. Les estimations montrent que le temps de vie par collision d´une lune de la taille de Puck est de quelques milliards d´années. Le temps de vie d´un satellite plus petit est bien plus court. Donc toutes les lunes et anneaux internes peuvent être les produits de cassure de quelques lunes de la taille de Puck pendant les derniers 4,5 milliards d´années. Toute brisure de ce genre aurait déclenché une cascade de collisions broyant rapidement tous les gros fragments en particules bien plus petites, y compris la poussière. Finalement la majorité de la masse est perdue, et les particules survivantes sont seulement celles qui sont 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 quelques mini-lunes peuvent rester au sein des anneaux à présent. Leur taille est probablement limitée à quelque 10 km.

L´origine des bandes de poussière pose moins de problèmes. La poussière a un temps de vie très court, de 100 à 1 000 a. Les bandes doivent donc être continûment réalimentées par des collisions entre particules plus grandes des anneaux, des mini-lunes et des météoroïdes provenant de l´extérieur du système uranien. Les ceintures de mini-lunes et de particules elles-mêmes sont invisibles, en raison de leur faible densité optique, alors que la poussière se révèle en diffusion de la lumière vers l’avant. Les anneaux principaux étroits 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. Par contre, les bandes de poussière ont assez peu de grosses particules, ce qui résulte en une basse densité optique.

Les anneaux ont été intensément étudiés pendant le passage de la capsule spatiale Voyager 2 en janvier 1986. Deux nouveaux anneaux ténus, λ et 1986U2R, ont été découverts, portant le nombre d´anneaux connus à onze. Les anneaux ont été étudiés grâce à l’analyse par occultation dans les gammes radio, ultraviolette et optique. 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. L´analyse de ces images a permis la détermination complète de la brillance en fonction de la phase et des albédos géométrique et de Bond des particules des anneaux. Deux anneaux, ε et η ont été résolus sur les images, révélant une structure fine et compliquée. L´analyse des images de Voyager a aussi permis la découverte de dix lunes internes, dont les deux bergers de l’anneau ε, Cordélia et Ophélie.

La table suivante rassemble les propriétés connues (en 2008) du système d'anneaux planétaires d'Uranus :