天王星の環

天王星の環は13個の惑星環から成ります。その複雑さは、土星の周りのより大規模な環と、木星や海王星の周りのより単純な環の中間です。天王星の環は、1977年3月10日にジェームズ・L・エリオット、エドワード・W・ダナム、ジェシカ・ミンクによって発見されました。 ウィリアム・ハーシェルも1789年に環を観測したと報告していましたが、環は非常に暗くかすんでいるため、ハーシェルが環を見ることができたかどうかについては現代の天文学者の間で意見が分かれています。^[1]

1977年までに、9つの明確なリングが特定されました。1986年には、ボイジャー2号宇宙船が撮影した画像でさらに2つのリングが発見され、2003～2005年にはハッブル宇宙望遠鏡の写真で2つの外側のリングが見つかりました。13の既知のリングは、惑星からの距離が短い順に、1986U2R/ζ、6、5、4、α、β、η、γ、δ、λ、ε、ν、μと指定されています。半径は、1986U2R/ζリングの約38,000 kmから、μリングの約98,000 kmまでです。主なリングの間には、さらにかすかな塵の帯や不完全な弧が存在する可能性があります。リングは非常に暗く、リング粒子のボンドアルベドは2%を超えません。おそらく、水氷に、放射線処理された暗い有機物が加わってできていると考えられます。

天王星の環の大部分は不透明で、幅はわずか数キロメートルである。環系には全体的に塵がほとんど含まれておらず、ほとんどが直径20センチメートルから20メートルの大きな物体で構成されている。一部の環は光学的に薄く、幅広で淡い1986U2R/ζ、μ、ν環は小さな塵粒子でできており、幅狭で淡いλ環にも大きな物体が含まれている。環系に塵が比較的少ないのは、拡張された天王星外気圏からの空気抵抗によるものと考えられる。

天王星の環は比較的新しく、6 億年未満であると考えられています。天王星の環系は、かつてこの惑星の周囲に存在していたいくつかの衛星の衝突による分裂から生じたと考えられます。衝突後、衛星はおそらく多くの粒子に分解され、厳密に制限された最大安定性の領域でのみ、狭く光学的に密度の高い環として生き残りました。

狭いリングを閉じ込めるメカニズムはよくわかっていません。当初は、すべての狭いリングには、リングを囲い込む羊飼い衛星のペアが近くにあると想定されていました。1986年にボイジャー2号は、最も明るいリング（ε）の周囲にそのような羊飼い衛星のペアを1つだけ（コーデリアとオフィーリア）発見しましたが、後に、暗いνがポーシャとロザリンドの間に羊飼い衛星として閉じ込められているのが発見されました。^[2]

天王星の環系に関する最初の言及は、18 世紀に天王星を観測したウィリアム・ハーシェルの記録に見られる。そこには、「1789 年 2 月 22 日: 環の存在が疑われた」という一節がある。^[1]ハーシェルは環の小さな図を描き、「少し赤みがかっている」と記した。ハワイのケック望遠鏡は、少なくとも ν (ニュー) 環についてはこれが事実であることを確認した。^{[3]ハーシェルの記録は 1797 年に}王立協会の雑誌に掲載された。1797年から 1977 年までの 2 世紀、環についてはほとんど言及されていない。これは、他の何百人もの天文学者が何も見ていないのに、ハーシェルがそのようなものを見ることができたかどうかに重大な疑問を投げかける。ハーシェルは、天王星に対する ε 環の大きさ、天王星が太陽の周りを移動するにつれて変化する環、およびその色について正確な説明をしたと主張されている。^[4]

天王星の環の決定的な発見は、1977年3月10日に天文学者のジェームズ・L・エリオット、エドワード・W・ダナム、ジェシカ・ミンクによってカイパー航空機搭載天文台でなされ、思いがけない幸運でした。彼らは、天王星による恒星SAO 158687の掩蔽を利用して天王星の大気を研究する計画を立てました。彼らの観測が分析されたとき、彼らは、この恒星が天王星に掩蔽される前と後に5回、短時間視界から消えたことを発見しました。彼らは、狭い環のシステムが存在すると推測しました。^{[5] [6]}彼らが観測した5回の掩蔽イベントは、彼らの論文の中でギリシャ文字のα、β、γ、δ、εで表記されました。^[5]これらの名称は、それ以来、環の名前として使用されています。その後、彼らはさらに4つのリングを発見した。βリングとγリングの間に1つ、αリングの内側に3つである。^[7]前者はηリングと名付けられ、後者は、ある論文の掩蔽イベントの番号に従って、リング4、5、6と呼ばれた。^{[8]天王星のリングシステムは、}土星に次いで太陽系で2番目に発見された。^[9] 1982年、リング発見5周年に、天王星は当時認識されていた他の8つの惑星（つまり、冥王星を含む）とともに太陽の同じ側に並んだ。^{[10] [11]}

リングは、 1986年にボイジャー2号宇宙船が天王星系を通過した際に直接撮影された^。[12]さらに2つのかすかなリングが発見され、合計は11となった。^[12]ハッブル宇宙望遠鏡は、2003年から2005年にかけて、これまで見えなかったリングのペアをさらに検出し、知られているリングの総数は13となった。これらの外側のリングの発見により、リングシステムの既知の半径が2倍になった。^[13]ハッブルは、2つの小型衛星も初めて撮影した。そのうちの1つであるMabは、新たに発見された最も外側のμリングと軌道を共有している。^[14]

現在わかっている限りでは、天王星の環系は13の異なる環で構成されている。惑星からの距離が短い順に、1986U2R/ζ、6、5、4、α、β、η、γ、δ、λ、ε、ν、μ環となっている。^[13]これらは3つのグループに分けられる。9つの狭い主環（6、5、4、α、β、η、γ、δ、ε）^[9] 、 2つの塵の多い環（1986U2R/ζ、λ）^[15]、および2つの外環（ν、μ）^{[13] 。 [16]}天王星の環は主にマクロな粒子とわずかな塵で構成されているが、^[17] 1986U2R/ζ、η、δ、λ、ν、μ環にも塵が存在することがわかっている。^{[13] [15]}これらのよく知られたリングに加えて、光学的に薄いダストバンドとそれらの間にある淡いリングが多数存在する可能性があります。^[18]これらの淡いリングとダストバンドは一時的にのみ存在するか、いくつかの別々のアークで構成されており、掩蔽中に検出されることがあります。^[18]これらのいくつかは、2007年にリング面を横切る一連のイベント中に可視化されました。^{[19]リング間のダストバンドは、前方散乱[a]}ジオメトリでボイジャー2によって多数観測されました。^{[12]天王星のすべてのリングは、}方位角の明るさの変化 を示します。 ^[12]

リングは非常に暗い物質でできている。リング粒子の幾何学的アルベドは5～6%を超えないが、ボンドアルベドはさらに低く、約2%である。^{[17] [20]リング粒子は、}位相角がゼロに近いときにアルベドが増加する、急激な衝の急増を示している。 ^[17]これは、衝からわずかに外れて観測された場合、アルベドが大幅に低くなることを意味する。^[b]リングは、スペクトルの紫外線と可視光部分ではわずかに赤く、近赤外線では灰色である。^{[21]識別可能な}スペクトル特性は示さない。リング粒子の化学組成は不明である。リングは土星のリングのように純粋な水氷でできているはずがない。なぜなら、リングは暗すぎて、天王星の内側の衛星よりも暗いからである。^[21]これは、リングがおそらく氷と暗色物質の混合物でできているということを示している。この物質の性質は明らかではないが、天王星の磁気圏からの荷電粒子の照射によってかなり黒くなった有機化合物である可能性がある。リングの粒子は、もともと内側の衛星のものと似た、高度に加工された物質で構成されている可能性がある。^[21]

全体として、天王星の環系は、木星の淡い塵の環や、一部が非常に明るい物質である氷でできている土星の幅広く複雑な環のどちらとも異なっている。 ^[9]後者の環系の一部には類似点があり、土星のF環と天王星のε環はどちらも幅が狭く、比較的暗く、一対の衛星に覆われている。^{[9]新たに発見された天王星の外側のν環とμ環は、}土星の外側のG環とE環に似ている。^[22]広い土星の環に存在する狭い小環も、天王星の狭い環に似ている。^[9]さらに、天王星の主な環の間に観測される塵の帯は、木星の環に似ている可能性がある。^[15]対照的に、海王星の環系は天王星のものと非常に似ているが、複雑さは少なく、暗く、塵が多く含まれている。また、海王星の環は惑星から離れた位置にある。^[15]

εリングは天王星のリングシステムの中で最も明るく密度の高い部分であり、リングによって反射される光の約3分の2を占めています。^{[12] [21]}天王星のリングの 中で最も離心率が高いものの、軌道傾斜角はごくわずかです。^[23]リングの離心率により、軌道の途中で明るさが変わります。εリングの半径方向に積分された明るさは、遠点近くで最高になり、近点近くで最低になります。^[24]最大/最小輝度比は約2.5～3.0です。^[17]これらの変動はリングの幅の変動と関連しており、近点で19.7km、遠点で96.4kmです。^[24]リングが広くなるにつれて、粒子間の影の量が減り、より多くの粒子が視界に入るため、積分輝度が高くなります。^[20] εリングはボイジャーのカメラで解像された2つのリングのうちの1つであったため、幅の変化はボイジャー2号の画像から直接測定されました。 ^[12]このような挙動は、リングが光学的に薄くないことを示しています。実際、地上と宇宙船から行われた掩蔽観測では、通常の光学的厚さ^[c]は0.5〜2.5の間で変化し、^{[24] [25]}近点近くで最も高くなることが示されました。εリングの等価深さ^[d]は約47 kmで、軌道上で不変です。^[24]

ε リングの幾何学的厚さは正確にはわかっていないが、リングは非常に薄いことは確かで、150 m ほど薄いという推定もある^[18]。このような極小の厚さにもかかわらず、リングは複数の粒子層で構成されている。ε リングはかなり密集した場所であり、さまざまな情報源によると、遠点付近の充填率は0.008 ～ 0.06 と推定されている。 ^[24]リング粒子の平均サイズは 0.2 ～ 20.0 m で^[18]、平均間隔は半径の約 4.5 倍である。^[24]リングには塵がほとんどなく、これはおそらく天王星の拡張した大気コロナによる空気抵抗によるものと思われる。^[3] ε リングは非常に薄いため、真横から見ると見えません。これは 2007 年にリング面の交差が観測されたときに起こった。^[19]

ボイジャー2号宇宙船は電波掩蔽実験中にεリングから奇妙な信号を観測した。^[25]その信号はリングの遠点付近の波長3.6cmでの前方散乱の強い増強のように見えた。このような強い散乱にはコヒーレント構造の存在が必要である。εリングがそのような微細構造を持っていることは、多くの掩蔽観測によって確認されている。^[18] εリングは多数の狭く光学的に密なリングレットで構成されているようで、そのいくつかは不完全な弧を持っている可能性がある。^[18]

εリングには、内側にコーデリア、外側にオフィーリアという羊飼い衛星があることが知られている。^[26]リングの内縁はコーデリアと24:25共鳴しており、外縁はオフィーリアと14:13共鳴している。[ 26 ^]リングを効果的に閉じ込めるには、衛星の質量がリングの質量の少なくとも3倍必要である。^[9] εリングの質量は約10 ¹⁶  kgと推定されている。^{[9] [26]}

δリングは円形で、わずかに傾いている。^[23]通常の光学的厚さと幅には、説明のつかない大きな方位角変動が見られる。^[18]考えられる説明の1つは、リングが方位波のような構造を持ち、そのすぐ内側にある小さな衛星によって励起されているということである。^[27] δリングの鋭い外縁は、コーデリアと23:22共鳴している。^[28] δリングは、狭く光学的に密な部分と、光学的厚さが低い広い内側の肩の2つの部分からなる。^[18]狭い部分の幅は4.1～6.1 kmで、等価深度は約2.2 kmであり、これは通常の光学的厚さである約0.3～0.6に相当する。^{[24]リングの広い部分の幅は約10～12 kmであり、等価深度は0.3 kmに近く、通常の光学的厚さが3 × 10 −2}と低いことを示している。^{[24] [29]}これは掩蔽データからのみ判明している。なぜなら、ボイジャー2号の撮像実験ではδリングを分解できなかったためである。^{[12] [29]}ボイジャー2号による前方散乱幾何学で観測されたとき、δリングは比較的明るく見えた。これは、その広い成分に塵が存在することと一致する。^[12]広い成分は狭い成分よりも幾何学的に厚い。これは、δリングがまだ見えていた2007年のリング面横断イベントの観測によって裏付けられており、これは幾何学的に厚いと同時に光学的に薄いリングの挙動と一致している。^[19]

γリングは幅が狭く、光学的に密度が高く、わずかに偏心している。軌道傾斜角はほぼゼロである。^[23]リングの幅は3.6～4.7 kmの範囲で変化するが、等価光学的深さは3.3 kmで一定である。^[24] γリングの通常の光学的深さは0.7～0.9である。2007年のリング面横断イベント中にγリングは消失した。これは、εリングのように幾何学的に薄く^[18]、塵がないことを意味する。^[19] γリングの幅と通常の光学的深さは、方位角によって大きく変化する。^[18]このような狭いリングの閉じ込めのメカニズムは不明であるが、γリングの鋭い内縁がオフィーリアと6:5の共鳴関係にあることが注目されている。^{[28] [30]}

ηリングの軌道離心率と軌道傾斜角はゼロである。^[23] δリングと同様に、それは2つの要素、すなわち狭く光学的に密な要素と低い光学的深さを持つ広い外側の肩から構成される。^[12]狭い要素の幅は1.9～2.7 kmで、等価深度は約0.42 kmであり、これは約0.16～0.25の通常の光学的深さに対応する。^[24]広い要素は幅約40 kmで、等価深度は0.85 kmに近く、これは2 × 10 ⁻²という低い通常の光学的深さを示している。^{[24]それは}ボイジャー2号の画像で解像された。 ^[12]前方散乱光では、ηリングは明るく見え、これはこのリング、おそらく広い要素にかなりの量の塵が存在することを示している。^[12]広い要素は狭い要素よりも（幾何学的に）はるかに厚い。この結論は、2007年にリング面を横切る現象の観測によって裏付けられており、このときηリングの明るさが増し、リング系で2番目に明るい特徴となった。^[19]これは、幾何学的には厚いが同時に光学的には薄いリングの挙動と一致している。^[19]他のリングの大部分と同様に、ηリングは、通常の光学的深さと幅において、方位角による大きな変化を示している。狭い成分は、場所によっては消えてしまうことさえある。^[18]

εリングに次いで、αリングとβリングは天王星のリングの中で最も明るい。^[17] εリングと同様に、これらのリングも明るさと幅が規則的に変化する。^{[17]これらは}遠点から30°の地点で最も明るく幅が広く、近点から30°の地点で最も暗く幅が狭い。^{[12] [31]} αリングとβリングはかなりの軌道離心率と無視できない傾斜角を持っている。^[23]これらのリングの幅はそれぞれ4.8～10kmと6.1～11.4kmである。^[24]等価光学的厚さは3.29kmと2.14kmで、通常の光学的厚さはそれぞれ0.3～0.7と0.2～0.35となる。^[24] 2007年のリング面横断イベントではリングが消失したが、これはεリングのように幾何学的に薄く、塵が存在しないことを意味する。^[19]同じイベントでは、βリングのすぐ外側に厚く光学的に薄い塵の帯が明らかになったが、これは以前にボイジャー2号によっても観測されていた。^[12] αリングとβリングの質量はそれぞれ約5×10 ¹⁵  kgと推定されており、εリングの質量の半分である。^[32]

リング6、5、4は、天王星の狭いリングの中で最も内側で最も暗い。^[17]これらは最も傾斜したリングであり、軌道離心率はεリングを除いて最大である。^{[23]実際、それらの傾斜（0.06°、0.05°、0.03°）は、}ボイジャー2号が天王星赤道面からの高度を観測できるほど大きく、その高度は24〜46kmであった。^[12]リング6、5、4は天王星で最も狭いリングでもあり、幅はそれぞれ1.6〜2.2km、1.9〜4.9km、2.4〜4.4kmである。^{[12] [24]}それらの等価深度はそれぞれ0.41km、0.91km、0.71kmで、通常の光学的厚さはそれぞれ0.18～0.25、0.18～0.48、0.16～0.3となる。^[24] 2007年のリング面横断イベントでは、その狭さと塵の少なさから見えなかった。^[19]

λリングは、1986年にボイジャー2号によって発見された2つのリングのうちの1つでした。 ^[23]これは、εリングのすぐ内側、εリングと羊飼いの衛星コーデリアの間に位置する、狭くかすかなリングです。^[12]この衛星は、λリングのすぐ内側に暗い帯を作ります。後方散乱光で見ると、^[e] λリングは非常に狭く（約1〜2 km）、波長2.2 μmで等価光学的厚さは0.1〜0.2 kmです。^[3]通常の光学的厚さは0.1〜0.2です。^{[12] [29] λリングの光学的厚さは強い波長依存性を示し、これは天王星のリング系では異例です。等価深さはスペクトルの紫外線部分で0.36 kmにも達し、これがλリングが当初}ボイジャー2号による紫外線恒星掩蔽でのみ検出された理由を説明しています。^[29]波長2.2μmの恒星掩蔽中に検出されたことは1996年に発表されたばかりである。^[3]

1986年に前方散乱光で観測されたとき、λリングの外観は劇的に変化した。^[12]この幾何学では、リングはεリングを上回り、天王星のリングシステムで最も明るい特徴となった。^[15]この観測結果と光学的厚さの波長依存性から、λリングにはマイクロメートルサイズの塵が大量に含まれていることがわかる。^[15]この塵の通常の光学的厚さは10 ⁻⁴ –10 ⁻³である。^[17] 2007年にリング面を横切るイベント中にケック望遠鏡が行った観測でもこの結論が確認され、λリングは天王星のリングシステムで最も明るい特徴の1つとなった。^[19]

ボイジャー2号の画像の詳細な分析により、λリングの明るさに方位角変化があることが明らかになった。 ^{[17]この変化は周期的であり、}定在波に似ている。λリングのこの微細構造の起源は謎のままである。^[15]

1986年、ボイジャー2号はリング6の内側に広くてかすかな物質のシートを検出した。 ^[12]このリングは暫定的に1986U2Rと命名された。通常の光学厚さは10 ^{−3以下で、極めて暗いものであった。このリングは}ボイジャー2号の1枚の画像でのみ見えると考えられていたが、^[12] 2022年にボイジャーのデータの再解析により遭遇後の画像でリングが明らかになった。^[33]このリングは天王星の中心から37,000～39,500 km、つまり雲の上約12,000 kmに位置していた。^{[3]このリングは2003～2004年に}ケック望遠鏡がリング6のすぐ内側に広くてかすかな物質のシートを発見するまで再観測されなかった。このリングはζリングと名付けられた。^[3]発見されたζ環の位置は、1986年に観測されたものとは大きく異なっています。現在、ζ環は惑星の中心から37,850〜41,350 kmに位置しています。内側に向かって徐々に薄れていく延長部分は、少なくとも32,600 kmに達しており、^{[3]あるいはおそらくは27,000 km（天王星の大気）に達する可能性があります。これらの延長部分は、それぞれζ} _c環とζ _cc環と呼ばれています。^[34]

ζリングは2007年のリング面横断イベント中に再び観測され、リングシステムの中で最も明るくなり、他のすべてのリングを合わせたよりも明るくなりました。^[19]このリングの等価光学的厚さは約1 km（内側の拡張部分では0.6 km）ですが、通常の光学的厚さは再び10 ⁻³未満です。^[3] 1986U2Rリングとζリングのかなり異なる外観は、異なる観測ジオメトリ（2003～2007年は後方散乱ジオメトリ、1986年は側方散乱ジオメトリ）によって引き起こされた可能性があります。^{[3] [19]}リングの大部分を占めていると考えられるダストの分布が過去20年間に変化した可能性も否定できません。^[19]

1986U2R/ζリングとλリングに加えて、天王星のリング系には他にも極めて暗いダストバンドがある。^[12]これらは光学的厚さが無視できるため掩蔽時には見えないが、前方散乱光では明るい。^[15] ボイジャー2号の前方散乱光の画像では、λリングとδリングの間、ηリングとβリングの間、αリングとリング4の間に明るいダストバンドが存在することが明らかになった。^{[12]これらのバンドの多くは、2003～2004年にケック望遠鏡によって、また2007年のリング面横断イベント中に後方散乱光で再検出されたが、その正確な位置と相対的な明るさは}ボイジャーの観測時とは異なっていた。^{[3] [19]}ダストバンドの通常の光学的厚さは約10 ⁻⁵以下である。ダスト粒子のサイズ分布は指数p  = 2.5 ± 0.5のべき乗則に従うと考えられている。 ^[17]

天王星の環系は、独立した塵の帯に加えて、通常の光学的厚さが10 ^{−3 を}超えない広くて淡い塵の層に浸っているように見える。^[34]

2003年から2005年にかけて、ハッブル宇宙望遠鏡は、これまで知られていなかった一対のリング（現在は外環系と呼ばれている）を検出し、これにより、知られている天王星のリングの数は13となった。 ^[13]これらのリングはその後、μ（ミュー）リングとν（ニュー）リングと名付けられた。^[16] μリングはペアの中で最も外側にあり、惑星からの距離は明るいηリングの2倍である。^[13]外環は、いくつかの点で内側の狭いリングと異なっている。外環は幅が広く、それぞれ17,000 kmと3,800 kmで、非常に暗い。ピーク時の通常の光学的厚さは、それぞれ8.5 × 10 ⁻⁶と5.4 × 10 ⁻⁶である。結果として得られる等価光学的厚さは、0.14 kmと0.012 kmである。リングは、三角形の放射状の明るさのプロファイルを持っている。^[13]

μ (ミュー) リングの明るさのピークは、天王星の小さな衛星Mabの軌道とほぼ一致しており、おそらくこれがリングの粒子の源です。^{[13] [14]} ν (ニュー) リングはポーシャとロザリンドの間に位置し、内部に衛星は存在しません。^[13]ボイジャー 2 号の前方散乱光の画像を再解析すると、μ リングと ν リングがはっきりと現れます。この幾何学では、リングははるかに明るく、マイクロメートル サイズの塵を多く含んでいることを表しています。 [ ^13]天王星の外輪は、土星の G リングと E リングに似ている可能性があります。E リングは非常に幅広く、エンケラドゥスからの塵を受け取っているためです。^{[13] [14]}

μリングは完全に塵でできており、大きな粒子はまったく含まれていない可能性がある。この仮説は、ケック望遠鏡による観測によって裏付けられている。ケック望遠鏡は、2.2μmの近赤外線でμリングを検出できなかったが、νリングを検出した。^[22]この失敗は、μリングが青色であることを意味し、非常に小さな（サブミクロン）塵がリング内に優勢であることを示しています。^[22]塵は水氷でできている可能性があります。^[35]対照的に、νリングはわずかに赤色です。^{[22] [36]}

狭い天王星の環を支配する物理学に関する未解決の問題は、環の閉じ込めである。環の粒子をまとめる何らかのメカニズムがなければ、環はすぐに放射状に広がるだろう。^[9]このようなメカニズムがない場合、天王星の環の寿命は 100 万年を超えることはない。^[9]このような閉じ込めの最も広く引用されているモデルは、ゴールドライヒとトレメインによって最初に提案されたもので、^[37]近くにある 2 つの衛星、外側の羊飼いと内側の羊飼いが、環と重力的に相互作用し、それぞれ角運動量 (または同等のエネルギー) の受け皿と受け皿として働くというものである。羊飼いはこのように環の粒子を所定の位置に保持するが、それ自体は徐々に環から離れていく。^{[9]羊飼いが効果を発揮するには、羊飼いの質量が環の質量の少なくとも 2 倍から 3 倍を超える必要がある。このメカニズムは、}コーデリアとオフィーリアが羊飼いを務めるε 環の場合に機能することが知られている。^[28]コーデリアはδ環の外側の羊飼いでもあり、オフィーリアはγ環の外側の羊飼いである。^[28]他の環の付近には10kmより大きい衛星は知られていない。^[12]コーデリアとオフィーリアのε環からの現在の距離は環の年齢を推定するのに使用できる。計算によると、ε環は6億年以上古いことはない。^{[9] [26]}

天王星の環は若いように見えるため、より大きな天体の衝突による破砕によって継続的に再生されているに違いない。^{[9]推定によると、}パックほどの大きさの衛星の衝突による破壊に対する寿命は数十億年である。より小さな衛星の寿命ははるかに短い。^[9]したがって、現在のすべての内側の衛星と環は、過去45億年間にパックサイズの衛星がいくつか破壊された結果である可能性がある。^[26]このような破壊はすべて衝突カスケードを引き起こし、ほぼすべての大きな天体がすぐにはるかに小さな粒子（塵を含む）に粉砕されたはずである。^[9]最終的に質量の大部分が失われ、粒子は相互共鳴とシェパーディングによって安定した位置にのみ残った。このような破壊的な進化の最終産物は、狭い環のシステムである。現在でも、いくつかの衛星が環の中に埋め込まれているに違いない。そのような衛星の最大サイズはおそらく約10 kmである。^[26]

ダストバンドの起源はそれほど問題ではない。ダストの寿命は100～1000年と非常に短く、より大きなリング粒子、衛星、天王星系外からの流星体との衝突によって継続的に補充されるはずである。 ^{[15] [26]}親衛星と粒子のベルトは光学的深度が低いためそれ自体は見えないが、ダストは前方散乱光で現れる。^[26]ダストバンドを形成する狭い主リングと衛星ベルトは、粒子サイズの分布が異なると予想される。主リングにはセンチメートルからメートルサイズの物体が多くある。このような分布により、リング内の物質の表面積が増加し、後方散乱光の光学密度が高くなります。^[26]対照的に、ダストバンドには比較的大きな粒子が少なく、その結果、光学的深度が低くなります。^[26]

リングは1986年1月にボイジャー2号宇宙船によって徹底的に調査された。^[23] 2つの新しい淡いリング、λと1986U2Rが発見され、当時わかっていたリングの総数は11になった。リングは電波、^[25]紫外線^[29]および可視光掩蔽の結果を分析することによって研究された。^[18] ボイジャー2号は太陽に対するさまざまな幾何学的形状でリングを観測し、後方散乱光、前方散乱光、および側方散乱光の画像を生み出した。^[12]これらの画像の分析により、リング粒子の完全な位相関数、幾何学的アルベド、およびボンドアルベドを導出することができた。^[17] 2つのリング、εとηが画像で解像され、複雑な微細構造が明らかになった。^[12]ボイジャーの画像の分析により、εリングの2つの羊飼い衛星、コーデリアとオフィーリアを含む、天王星の11の内側の衛星も発見された。 ^[12]

この表は、天王星の惑星環系の特性をまとめたものです。

• NASAの太陽系探査による天王星の環
• 天王星の環に関するファクトシート
• ハッブル宇宙望遠鏡、天王星を取り囲む巨大なリングと新しい衛星を発見 – ハッブル宇宙望遠鏡のニュースリリース (2005 年 12 月 22 日)
• 惑星命名辞典 – リングとリングギャップ命名法 (天王星)、USGS
• 「天王星の環の写真」、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡、NASA、2023年12月18日、 2023年12月19日閲覧