天王星環（Uranian Ring），是沿著天王赤道面圍繞天王星運行的環狀物，由黑暗顆粒物質組成，其復雜性上介于更廣泛的土星周圍系統和更簡單的木星與海王星周圍系統之間。天王星環狹窄、暗淡、反射率極低、離天王星近，是1930年發現冥王星以來，地面觀測對太陽系天文學做出的首要發現。
1789年，英國天文學家威廉·赫歇爾（Wilhelm Herschel）在觀測日記中記載天王星有環。直到1977年3月10日，天王星環才在一次掩星實驗中被中國、美國和澳大利亞等國發現。1986年，在旅行者2號探測器宇宙飛船拍攝的影像中，發現了另外兩個天王星環。2003-2005年，在哈勃空間望遠鏡拍攝的照片中，又發現了兩個天王星環。至此，已知的天王星環已達13個，依次被命名為1986U2R/ζ、6、5、4、α、β、η、γ、δ、λ、ε、v和μ，分為狹窄主環、塵環和外環三類。天王星環大多數很窄，寬度不過10千米，最寬的ε環也不足100千米。它們結構簡單，形狀為圓或橢圓，且環與環之間相距較遠。
天王星環被認為相對年輕，其年齡不超過6億年。天王星環系統可能起源于曾經存在于行星周圍的幾顆衛星碰撞的碎片。天王星環是人類在太陽系中發現的僅次于土星環的第二個行星環，被認為是太陽系天文學研究中的重大事件。
發現歷史
天王星環第一次被提出是在1789年2月22日，威廉·赫歇爾在日記中記載了他對天王星的觀測結果，他在一張小圖上畫出了一個圓環，并且注明“可能有一個環”“有點傾向是紅色”。而夏威夷的凱克望遠鏡則證實了這樣的描述是真實的。因此，部分天文學家認為威廉·赫歇爾在18世紀就觀察到了天王星環，是首個發現天王星環的人。威廉·赫歇爾的筆記在1797年被英國皇家學會印制出版，但在1797至1977年間，天王星環很少甚至根本沒有被提及。這又讓部分天文學家對威廉·赫歇爾的觀測記錄產生了質疑，并認為即使威廉·赫歇爾給了天王星環與天王星大小的正確關系，天王星在太陽附近的移動也可能改變了環及其顏色。
1977年3月10日發生了一次天王星掩星的罕見天象，被掩的是一顆叫做SAO158687的暗星。中國、美國和澳大利亞的天文學家對這一現象進行了觀測，發現了天王星環。詹姆斯·L·艾略特（James L. Elliot）、愛德華·W·鄧納姆 （Edward? W. Dunham）和杰西嘉·明克（Jessica Mink）原本計劃使用杰拉德·柯伊伯機載天文臺觀測天王星掩星，以研究天王星的大氣層以及測定它的直徑。但當他們分析觀測資料時，他們發現在天王星掩蔽前后，曾短暫地消失了五次。因此，他們認為天王星必定有一個環系統。不久后，天王星的5個環被發現，并被命名為α（alpha）、β（beta）、γ（gamma）、δ（delta）和ε（epsilon）。后來，又有4個較暗的環被發現，其中一個位于β環和γ環之間，而其他三個則位于a環內。位于β環和γ環之間的環被命名為η（eta），而其余三個環則被命名為4、5和6。天王星環是人類在太陽系中發現的僅次于土星環的第二個行星環。
1986年1月，旅行者2號探測器宇宙飛船對天王星環進行了全面觀測。兩個新的微弱環λ（lambda）和1986U2R/ζ（zeta）被發現，使當時已知的天王星環總數達到11個。通過無線電、紫外線和光學掩星對天王星環進行研究后，旅行者2號觀測到，天王星環在太陽的光照下，會形成不同的幾何形狀，從而產生了后向散射、前向散射和側向散射光的圖像。通過對這些圖像的分析，又推導出完整的相函數、環粒子的幾何反照率和邦德反照率，發現了ε環和η環的結構復雜又細微。最后，通過對旅行者2號探測器拍攝到的圖像分析，11顆天王星的內側衛星被發現，包括ε環的兩顆牧羊人衛星科迪莉亞奧菲利亞。
2003-2005年，在哈勃空間望遠鏡照片中，又有兩個環——μ（mu）環和v（nu）環被發現。按照環與天王星距離增加的順序，這13個已知的環依次被命名為1986U2R/ζ、6、5、4、α、β、η、γ、δ、λ、ε、v和μ。它們的半徑范圍從約38000公里（1986U2R/ζ環的半徑）到約98000公里（μ環的半徑）。除ε環是橢圓形外，多數環是圓的，彼此距離較遠。它們的顏色各不相同，有的呈深藍色，有的偏紅。主環之間可能存在其它微弱的塵埃帶和不完整的弧，環非常暗，環粒子的邦德反照率（Bond albedo）不超過2%。另外，天王星環可能由水冰組成，并添加了一些經過輻射處理的深色有機化合物。大部分的天王星環是不透明的，并且只有幾公里寬。環系統整體含有的灰塵很少，主要是由直徑20cm至20米的大顆粒組成。寬而暗的1986U2R/ζ環、μ環和v環由小的塵埃顆粒組成，而窄而暗的λ環則包含較大的物體。環系統中相對缺乏灰塵可能是由于來自天王星外逸層擴展的空氣動力學阻力。
結構
太陽系四顆行星的環中，天王星環的結構最簡單。1977年8月，美國航空天文臺發現了天王星的5個環，從里到外依次命名為α、β、γ、δ和ε。除ε環有100公里寬，且有較復雜的結構外，α環可能是由相隔很近的兩個窄環所構成，β、γ、δ三個環均是小于10公里的窄環。后來，有人對這次觀測資料進行仔細分析，發現最里面的α環內還存在三個小環，β環和γ環中間也有一個小環η環。后來的觀測表明，η環可能是由60公里寬的稀薄物質構成，其內邊緣有一物質較多的窄部。1986年，旅行者2號探測器飛船飛抵天王星時，又發現了天王星的2個新環。至此，總共發現天王星有11個環。它們大多數是窄環，結構簡單，位于天王星赤道面上，形狀為圓環，且環與環之間相距較遠。其中ε環比較特殊，是橢圓環，各處環寬不一，靠近天王星處環窄，離天王星較遠處環寬，在環的內外兩邊緣上，物質相對集中。1979年，美國天文學家用紅外光在5米望遠鏡上也拍到天王星環像。此外，他們還在智利將電荷耦合器件（CCD）裝到2.5米望遠鏡上，在光學波段觀測到了天王星環。這次觀測表明，天王星環只反射2％的太陽光。這說明，天王星環是由太陽系中最黑的物質所構成，這些物質比煤還要黑得多。
特性
天王星環主要是由微粒和塵埃組成，例如1986U2R/ζ環、η環、δ環、λ環、v環和μ環均包含塵埃。在這些環之間，可能存在著無數的薄灰塵環。這些微薄環和塵埃帶可能只是多個暫時存在的環弧。旅行者2號探測器是透過正向散射拍攝大部分的灰塵帶。由于天王星環大多是由極暗的物料組成，因此其幾何反照率不會超過5-6%，球面反照率更是低于2%。當環的相位角趨向零時，其球面反照率就會增加。這意味著他們的反照率其實還要低得多。這些環并不可能像土星環般，由純冰組成，因為純冰組成的環將會比天王星內衛星還要暗，這顯示天王星環可能是由冰和深色材料的混合物組成，類似于內衛星的物料。天王星的環被認為相對年輕。最初，人們認為每個狹窄的環都有一對在附近的牧羊犬衛星將其圍成一個形狀。1986年，旅行者2號探測器只在最亮的ε環周圍發現了一對這樣的牧羊犬衛星，后來在波西亞（Portia）與羅莎琳德（Rosalind）之間發現了微弱的v環。
分類及簡介
天王星環一共有13個，被分成三類。6環、5環、4環、α環、β環、η環、γ環、δ環、e環為狹窄主環（Narrow Main Rings）。1986U2R/ζ環、λ環為塵環（Dusty Rings）。μ環、v環為外環（Outer Rings）。
窄環
ε環
ε環是天王星環系統中最亮、密度最高的部分，約占環反射光的三分之二。它是天王星環中最反常的環，其軌道傾角可以忽略不計。ε環的離心率（eccentricity）導致其亮度在軌道過程中會發生變化，ε環的徑向積分亮度在遠心點（apocentre）時最高，在近心點（pericentre）時最低。最大與最小亮度比約為2.5-3.0。這些變化與環寬的變化有關。ε環寬度在近角為19.7公里，在遠角為96.4公里。隨著環的逐漸變寬，粒子之間的陰影量隨之減少，更多的粒子會進入視野，從而導致更高的綜合亮度。ε環的寬度變化是直接從旅行者2號探測器的圖像中測量的，因為它是旅行者2號拍攝到的僅有的兩個環之一。因此，這也表明ε環在光學上并不薄。事實上，從地面和航天器進行的掩星觀測表明，其正常光學深度（optical depth）在0.5到2.5之間變化，在近心點附近最高。ε環的等效深度約為47公里，且在軌道周圍不變。
ε環的幾何厚度并不精確，估計該環薄至150米，由幾層粒子組成，顆粒的平均尺寸為0.2-20米，顆粒間的平均間距約為其半徑的4.5倍。ε環幾乎不含塵埃，這可能是由于天王星擴展的大氣日冕的空氣動力學阻力。由于ε環厚度太薄，當從邊緣觀察時，ε環是看不見的。旅行者2號探測器宇宙飛船在無線電掩星實驗中觀察到一個來自ε環的奇怪信號。該信號看起來在ε環的遠心點附近，波長3.6厘米。許多掩星觀測都證實了ε環具有精細的結構，它似乎由許多狹窄且光學致密的小環組成，其中一些小環可能有不完整的弧。ε環的內部和外部分別有牧羊人的衛星科迪莉婭和奧菲莉婭。ε環的內邊緣與科迪莉婭處于24:25共振，外邊緣與奧菲莉婭處于14:13共振。衛星的質量至少需要是環質量的三倍才能有效地限制它，因此，ε環的質量估計約為1016千克。
δ環
δ環是圓形的，略微傾斜。它在正常光學深度和寬度上都展示出了無法解釋的方位角變化。其中一種解釋是，可能是該環具有方位角波狀結構，由其內部的一個小衛星激發。δ環最尖銳的外緣與科迪莉亞（Cordelia）發生23:22的共振。δ環由兩個分量組成：一個狹窄的光密部分和一個較低光學深度的寬內肩部分。狹窄部分的寬度為4.1-6.1公里，等效深度約為2.2公里，對應于約0.3-0.6的正常光學深度。該環的寬內肩部分寬度約為10-12公里，等效深度接近0.3公里，正常光學深度為3×10-2。這些數據是從掩星數據中得知，因為旅行者2號探測器的成像實驗未能分辨出δ環。當旅行者2號在前向散射幾何中觀察時，δ環看起來相對明亮，這與其寬內肩部分中存在的灰塵相兼容。寬部分在幾何上比窄部分厚，這也得到了2007年環平面交叉事件的觀測結果的支持，當時δ環仍然可見，這與同時具有幾何深度和光學深度的環的行為一致。
γ環
γ環比較狹窄，寬度在3.6-4.7公里的范圍內變化，但等效光學深度恒定在3.3公里，軌傾斜度幾乎為零，正常光學深度為0.7-0.9。在2007年的環平面交叉事件中，γ環消失了，這意味著它在幾何上像ε環一樣薄，且不含灰塵。γ環的寬度和法線光學深度顯示出了顯著的方位角變化。這種窄環的約束機制尚不清楚，但人們注意到，γ環尖銳的內緣與奧菲利亞（Ophelia）形成了6:5的共振。
η環
η環的軌道離心率和傾角均為零。它由兩個部分組成：一個狹窄的光密部分和一個較低光學深度的寬外肩部分。狹窄的光密部分寬度為1.9-2.7公里，等效深度約為0.42公里，對應于約0.16-0.25的正常光學深度。而寬外肩部分的寬度約為40公里，等效深度接近0.85公里，表明正常光學深度較低，為2×10-2。在前向散射光中，η環看起來很亮，這表明該環中存在大量灰塵，可能是在寬部，因為在幾何上，寬部比窄部要厚得多。這一結論得到了環形平面觀測結果的支持，因為在2007年的環平面交叉事件中，η環亮度增加，成為天王星環系統中第二亮的環。這與幾何上較厚但同時光學上較薄的環的行為一致。與大多數其他環一樣，η環在正常光學深度和寬度上顯示出明顯的方位角變化，狹窄的部分甚至會在某些地方消失。
α/β環
除了ε環之外，α環和β環是天王星環中最亮的兩個環。它們與ε環一樣，亮度和寬度都有規律的變化。它們與遠心點（the apoapsis）之間呈30°角時，是最亮、最寬的時候；與近心點（the periapsis）之間呈30°角時，是最暗、最窄的時候。α環和β環都具有相當大的軌道離心率和傾角，其寬度分別為4.8-10公里和6.1-11.4公里，等效光學深度分別為3.29公里和2.14公里，正常光學深度分別是0.3-0.7和0.2-0.35，質量均約為5075千克。在2007年的環平面交叉事件中，α、β兩環均消失了，這意味著它們在幾何上像ε環一樣薄，且不含灰塵。同時也說明了β環外存在著一個厚，但是光學上卻很薄的塵埃帶，旅行者2號探測器早些時候也觀測到了這一點。
6/5/4環
環6、5和4是天王星狹窄環中最內側、最暗的環。除ε環外，它們的軌道離心率最大。因此，它們也是天王星環中最傾斜的環，其傾斜度分別為0.06°、0.05°和0.03°。21旅行者2號探測器觀測到它們在天王星赤道平面以上24-46公里，它們也是13個已知環中最窄的環，寬度分別為1.6-2.2公里、1.9-4.9公里和2.4-4.4公里。它們的等效深度分別為0.41公里、0.91公里和0.71公里，因此正常光學深度分別為0.18-0.25、0.18-0.48和0.16-0.3。在2007年的環平面交叉事件中，由于它們的狹窄和缺乏灰塵，因此沒有被觀測到。
塵環
1986U2R/ζ環
1986年，旅行者2號探測器在6環內部探測到一片寬闊而微弱的物質，該環被臨時命名為天衛十一R。它的正常光學深度為10-3，甚至更小。1986U2R環位于距離天王星中心37000至39500公里之間，或僅在云層上方約12000公里處。直到2003-2004年，凱克望遠鏡才再次觀測到它。當時凱克望遠鏡在6環內發現了一塊寬闊而微弱的物質，這個環被稱為ζ環。ζ環的位置與1986年旅行者2號觀測到的位置有很大不同。它位于距離行星中心37850至41350公里的地方。有一個向內且逐漸變暗的延伸，到達天王星大氣層至少32600公里，甚至可能達到了27000公里。
ζ環在2007年環平面交叉事件中再次被觀測到，當時它成為環系統中最亮的特征，超過了所有其他環的總和。該環的等效光學深度接近1公里（向內延伸為0.6公里），而正常光學深度小于10-3。1986U2R和ζ環的不同外觀可能是由不同的觀察幾何形狀引起的，2003-2007年的背散射幾何形狀和1986年的側散射幾何形狀，同時也不能排除長時間里塵埃分布的變化，因此，塵埃分布被認為在環中占主導地位。
λ環
λ環是旅行者2號探測器于1986年發現的兩個環之一，是一個狹窄而微弱的環，位于ε環內部。λ環寬1—2公里，等效光學深度為0.1—0.2公里，波長為2.2微米，正常光學深度為0.1—0.2。 λ環的光學深度表現出強烈的波長依賴性，這對于天王星環系統來說是非典型的。在光譜的紫外線部分，等效深度高達0.36公里，這也解釋了為什么旅行者2號最初只在紫外線恒星掩星中探測到了λ環，直到1996年才宣布在2.2微米波長的恒星掩星過程中進行探測。
1986年，在前向散射光中觀察到λ環時，其外觀發生了巨大變化。在這種幾何結構中，該環成為天王星環系統中最亮的一環，比ε環還要明亮。鑒于這一觀察結果，再加上光學深度的波長依賴性，表明了λ環含有大量微米大小的塵埃。這種塵埃的正常光學深度為10-4—10-3。2007年，凱克望遠鏡在環平面交叉事件中的觀測證實了這一結論，因為λ環成為了天王星環系統中最亮的特征之一。此外，經過對旅行者2號探測器拍攝到的圖像的詳細分析，揭示了λ環亮度的方位角變化。這些變化似乎是周期性的，類似于駐波。但λ環中這種精細結構的起源仍然是個謎。
外環
在2005年12月，哈勃空間望遠鏡偵測到一對早先未曾發現的圓環，分別是μ環和v環，現被稱為外環系統，使天王星環已知的數量增加到13個。在2006年4月，凱克天文臺公布的新環影像中，最外環的一圈是藍色的，另一圈則是紅色的。關于外環顏色是藍色的一個假說是，它由來自天衛二十六的細小冰微粒組成，因此能散射足夠多的藍光，而天王星的內環看起來則是呈灰色。
μ環
μ環沒有任何大顆粒，可能完全由灰塵組成，是天王星環系統中最外面的一環，離天王星的距離是最明亮的η環距離的兩倍之遠。μ環寬度為1700公里寬，正常光學深度峰值為8.5×10-6，等效光學深度為0.14公里，具有三角形的徑向亮度分布特征。2005年，弗里茨·哈伯太空望遠鏡同時也發現了兩顆新的小衛星，其中μ環的峰值亮度幾乎正好位于天衛二十六的軌道上，這可能是該環粒子的來源。
v環
v環和μ環是一同被發現的，位于波西亞和羅莎琳德之間，其內不包含任何衛星。v環的寬度有3800公里，正常光學深度峰值為5.4×10-6，等效光學深度為0.012公里，也具有三角形的徑向亮度分布特征。
參考資料：
說明：“？”代表該數據目前尚未可知，或存在疑問。
環系起源
在圓環之間的空隙和混濁度上的差異顯示，天王星環與天王星并不是同時形成的。天王星環的形成時間并不長，可謂十分年輕，其年齡不超過6億年。天王星環系統可能起源于曾經存在于天王星周圍的幾顆衛星碰撞的碎片。在碰撞后，衛星可能會分裂成許多粒子，這些粒子只有在嚴格限制的最大穩定性區域，才能以狹窄的光學密度環的形式存活下來，但限制窄環的機制尚不清楚。其中ε環受其兩旁的牧羊衛星（天衛六和天衛七）約束。天衛六約束δ環的外界，天衛七約束γ環的外界。此外，在其他環附近并沒有發現大于10km的衛星，因此由天衛六和天衛七離ε環的距離，推測ε環不老于6億年。
既然天王星環系很年輕，就需要連續有大物體的碰撞碎屑更新。估計天衛十五大小（162km）的衛星抵御碰撞碎裂的壽命約幾十億年，小衛星的壽命要短得多。因此，現在的所有內衛星和環系是45億年前的幾顆大衛星碎裂的產物。碰撞碎裂可能級聯發生，產生越來越小的碎屑（包括塵埃），最終大部分物質丟失，僅在被相互共振和牧羊處幸存下來，形成窄環，窄環中現在還可能有幾顆10km以下的小衛星。塵埃的壽命僅100-1000年，塵帶必然是由較大的環質點、小衛星和流星體碰撞碎屑連續地補充。Chiang和Culter研究窄環的三維動力學，由天王星的引力、環的自引力和質點相互碰撞的平衡來維持α環和β環的偏心率和傾角，得出結論：1、窄環的總質量為1019g數量級；2、面密度往其邊界增大；3、α環和β環垂直地歪斜10m數量級高，傾角略變10-3數量級；4、對于傾角（偏心率）和交點的擾動，鎖定的環是線性穩定的。
參考資料 >
Uranus rings 'were seen in 1700s'.BBC News.2024-03-03
Amateur Finds New Images of Uranus' Rings in 35-Year-Old Data.Sky & Telescope.2024-03-03
Voyager Uranus Science Summary.NASA.2024-03-02