Anéis de Urano: diferenças entre revisões
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[[Ficheiro:Uranian rings scheme.png|thumb|350px|Esquema do sistema de [[anel planetário|anéis]]—[[Satélite natural|satélite]]s de [[Urano (planeta)|Urano]]. As linhas contínuas indicam os anéis. As descontínuas, as [[órbita]]s dos seus satélites.]]
Os '''anéis de [[Urano (planeta)|Urano]]''' são um sistema de [[anel planetário|anéis planetários]] que rodeiam esse planeta. Têm uma complexidade intermédia entre os extensos [[anéis de Saturno]] e os sistemas mais simples que circundam [[anéis de Júpiter|Júpiter]] e [[anéis de Netuno|Netuno]]. Foram descobertos em [[10 de março]] de [[1977]] por [[James L. Elliot]], [[Edward W. Dunham]], e [[Douglas J. Mink]]. Faz mais de 200 anos, [[William Herschel]] também anunciou a observação de anéis, mas os astrônomos modernos mostram-se cépticos frente do fato de realmente pudesse tê-los observado, pois são muito obscuros e febles. Foram descobertos mais dois anéis em [[1986]] em imagens tomadas pela [[sonda espacial]] ''[[Voyager 2]]'', e em 2003–2005 foram encontrados mais dois anéis externos mediante fotografias do [[Telescópio Espacial Hubble]].
A data de [[2009]], é sabido que o sistema de anéis de Urano consta de 13 anéis diferentes. Em ordem crescente de distância desde o planeta designam-se com a notação 1986U2R/[[ζ]], 6, 5, 4, [[α]], [[β]], [[η]], [[γ]], [[δ]], [[λ]], [[ε]], [[ν]] e [[μ]]. Os seus raios oscilam entre os 38 000 km do anel 1986U2R/ζ aos 98 000 km do anel μ. Podem encontrar-se faixas de poeira febles e arcos incompletos adicionais entre os anéis principais. Os anéis são extremamente obscuros —o [[albedo de Bond]] das partículas dos anéis não excede 2% . Provavelmente sejam compostos por gelo de água com o aditamento de alguns [[composto orgânico|compostos orgânicos]] obscuros processados pela radiação.
A maioria dos anéis de Urano têm poucos quilômetros de largura. O sistema de anéis contém, em geral, pouca poeira. Principalmente está composto por corpos grandes, de 0,2–20 m de diâmetro. Porém, alguns anéis são opticamente finos. Os anéis 1986U2R/ζ, μ e ν, de aparência larga e débil, estão formados por partículas de poeira, enquanto o anel λ, estreito e débil, também contém corpos de tamanho maior. A relativa carência de poeira no sistema de anéis é devido à [[resistência aerodinâmica]] da parte mais externa da [[exosfera]] de Urano— a [[Urano (planeta)#Caracter.C3.ADsticas f.C3.ADsicas|coroa]].
Acredita-se que os anéis de Urano são relativamente novos, de uma antiguidade não maior de 600 milhões de anos. Provavelmente originaram-se dos fragmentos da colisão de vários satélites que existiram em algum momento. Após a colisão ficaram descompostos em numerosas partículas que sobreviveram como anéis estreitos e opticamente densos em zonas estritamente confinadas de máxima estabilidade.
Ainda não se compreende bem o mecanismo pelo qual se confinam em anéis estreitos. A princípio assumia-se que cada anel estreito era ''pastoreado'' por um par de satélites próximos que lhe davam forma. Porém, em 1986 a ''Voyager 2'' descobriu apenas um desses pares de satélites, ([[Cordélia (satélite)|Cordélia]] e [[Ofélia (satélite)|Ofélia]]) sobre o anel mais brilhante (ε).
==Descoberta e exploração==
[[Ficheiro:Uranus rings and moons.jpg|thumb|300px|Imagem de [[Urano (planeta)|Urano]], os seus anéis e algum dos seus [[satélites de Urano|satélites]] tomada pela ''[[Voyager 2]]''.]]
A primeira menção do sistema anular de Urano procede de notas de [[William Herschel]] que detalham as suas observações do planeta no [[século XVIII]], que incluem a seguinte passagem: "22 de fevereiro de 1789: Suspeita-se da existência de um anel."<ref>{{Citar periódico|título=Uranus rings 'were seen in 1700s' (Los anillos de Urano fueron avistados en el siglo XVIII |editora=BBC News | url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6569849.stm |data=19 de abril de 2007|dataaccesso=19-04-2007}}</ref> Herschel desenhou um pequeno diagrama do anel e anotou que estava "um pouco virado para o vermelho". O [[telescópio Keck]] de [[Hawai]] confirmou que, efetivamente, este é o caso, pelo menos para o anel ν.<ref name=dePater2006 /> As notas de Herschel foram publicadas no ''[[Royal Society|Roial Society Journal]]'' em 1797. Porém, durante os dois séculos, entre 1797 e 1977, os anéis foram apenas mencionados, se é que o foram em absoluto. Isto planteja uma séria dúvida sobre se Herschel pôde ter visto qualquer coisa deste tipo, enquanto centenas de outros astrônomos não viram nada. Contudo, alguns ainda afirmam que Herschel realmente efetuou descrições rigorosas do tamanho relativo do anel ν com referência a Urano, as suas mudanças à medida que Urano descreve a sua órbita em redor do Sol, e a sua cor.<ref>{{Citar web|título=Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century? |publicação=Physorg.com |url=http://www.physorg.com/news95949762.html|año=2007| dataaccesso=20-06-2007}}</ref>
A descoberta definitiva dos anéis de Urano foi efetuado pelos astrônomos [[James L. Elliot]], Edward W. Dunham, e [[Douglas J. Mink]] em [[10 de março]] de 1977 graças ao [[Kuiper Airborne Observatory]], e foi casual. Planeavam usar a ocultação da [[estrela]] SAO 158687 por Urano para estudar a [[atmosfera]] do [[planeta]]. No entanto, quando analisaram as suas observações, encontraram que a estrela desaparecia brevemente da vista cinco vezes antes e após ser [[eclipse|eclipsada]] pelo planeta. Desta observação deduziram a presença de um sistema de anéis estreitos.<ref name=Elliot1977 /><ref name=Elliot1977b>{{Citar periódico|título=The rings of Uranus |sobrenome=Elliot |nome=J.L. |co-autores=Dunham, E. and Mink, D. |publicação=Nature |volume=267|ano=1977|páginas=328–330| url=http://www.nature.com/nature/journal/v267/n5609/abs/267328a0.html|doi=10.1038/267328a0}}</ref> Os cinco eventos de ocultação foram designados nas suas publicações com as [[alfabeto grego|letras gregas]] α, β, γ, δ e ε.<ref name=Elliot1977>{{Citar web|sobrenome=Elliot |nome=J.L. |co-autores=Dunham, E; Mink, D. |título=The Occultation of SAO – 15 86687 by the Uranian Satellite Belt |editora=International Astronomical Union, Circular No. 3051 |ano=1977|volume=83| url=http://www.cfa.harvard.edu/iauc/03000/03051.html}}</ref> Desde então são designados assim. Posteriormente encontraram alguns mais: Um deles entre os anéis β e γ, e três no interior do anel α.<ref name=Nicholson1978>{{Citar periódico|sobrenome=Nicholson |nome=P. D. |co-autores=Persson, S.E.; Matthews, K. al. |título=The Rings of Uranus : Results from 10 April 1978 Occultations |publicação=The Astronomical Journal |ano=1978|volume=83|páginas=1240–1248|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978AJ.....83.1240N |doi=10.1086/112318}}</ref> Ao primeiro deu-lhe o nome de anel η. Os últimos receberam o nome de 4, 5 e 6 —de acordo com a numeração de eventos de ocultação descritos numa publicação.<ref name=Milhis1978>{{Citar periódico|sobrenome=Millis |nome=R.L. |co-autores=Wasserman, L.H. |título=The Occultation of BD –15 3969 by the Rings of Uranus |publicação=The Astronomical Journal |ano=1978|volume=83|páginas=993–998|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978AJ.....83..993M |doi=10.1086/112281}}</ref> O sistema anular de Urano foi o segundo em ser descoberto no [[sistema solar]] após o de [[Anéis de Saturno|Saturno]].<ref name=Esposito2002>{{Citar periódico |sobrenome=Exposito |nome=Larry W |autorlink= |título=Planetary rings |url=http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/65/12/201/r21201.pdf |língua=inglês |publicação=Rep. Prog. Phys |editora= |local=|volume=|número=65 |páginas=1741-1783 |doi=doi:10.1126/science.233.4759.43|dataaccesso=|cita=}}</ref>
Os anéis foram investigados a fundo durante o sobrevoo de [[Urano (planeta)|Urano]] pela [[sonda espacial]] ''[[Voyager 2]]'' em janeiro de 1986.<ref name=Smith1986>{{Citar periódico |sobrenome= |nome=Smith BA al. |autorlink= |título=Voyager 2 in the Uranian System : Imaging Science Results. |url=http://www.sciencemag.org/cgi/reprint/233/4759/43.pdf |língua=|publicação=Science |editora= |local=|volume=233 |número=4759 |páginas=43-64|doi=10.1126/science.233.4759.43|pmede=17812889}}</ref><ref name=Stone1986 /> Dois novos anéis brilhantes, λ e 1986U2R, foram descobertos elevando o número total dos conhecidos então a 11.<ref name=Smith1986 /> Estudaram-se os anéis analisando os resultados de ocultações ópticas, de raio e ultravioleta.<ref name=1986Tyler /><ref name=Holberg1987 /><ref name=Lane1986 /> A ''Voyager 2'' observou os anéis em diferentes geometrias com referência ao sol, produzindo imagens com iluminação frontal, traseira e lateral.<ref name=Smith1986 /> A análise destas imagens permitiu a derivação da função de fase e do albedo geométrico e ligado das partículas anulares.<ref name=Ockert1987 /> Resolveram-se dois anéis, o ε e o η, que revelaram uma complicada e fina estrutura.<ref name=Smith1986 /> A análise das imagens da Voyager também levaram à descoberta de 10 satélites interiores de Urano, incluindo os dois satélites pastores do anel ε, Cordélia e Ofélia.<ref name=Smith1986 />
O [[Telescópio Espacial Hubble]] detectou um par de anéis adicionais não observados antes entre 2003–2005, elevando o seu número a 13. A descoberta destes anéis exteriores dobrou o comprimento conhecido do raio deste sistema de anéis.<ref name=Showalter2006>{{Citar periódico |sobrenome= |nome=Showalter MR, Lissauer JJ. |autorlink= |título=The second ring-moon system of Uranus : discovery and dynamics |url= |língua=|publicação=Science |editora= |local=|volume=311 |número=5763 |páginas=973-7 |doi=10.1126/science.1122882|pmede=16373533}}</ref> O Hubble também tomou pela primeira vez imagens de dois pequenos satélites, um dos quais, [[Mab (satélite)|Mab]], compartilha a sua órbita com o anel mais externo recentemente descoberto.<ref name=NASA2005>{{Citar web|título=NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus |publicação=Hubblesite | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/33/ | ano=2005|dataaccesso=09-06-2007}}</ref>
==Propriedades gerais==
[[Ficheiro:Uranian rings PIA01977 modest.jpg|thumb|300px|right|Aneis interiores de Urano. O anel externo brilhante é o épsilon. Podem-se observar outros oito anéis.]]
Com os conhecimentos atuais, o sistema anular de Urano consta de treze anéis diferentes. Em ordem crescente de distância desde o planeta seriam: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν e μ.<ref name=Showalter2006 /> Podem-se dividir em três grupos: nove anéis estreitos principais (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε),<ref name=Esposito2002 /> dois anéis de poeira (1986U2R/ζ, λ)<ref name=Burns2001>Burns, J.A.; Hamilton, D.P.; Showalter, M.R. (2001). "[http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simples Physics]". in Grum, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H. (pdf). Interplanetary Dust. Berlim: Springer. pp. 641–725.</ref> e dois exteriores (μ, ν).<ref name=Showalter2006 /><ref name=Showalter2008b /> Os anéis de Urano compoem-se principalmente de partículas macroscópicas e alguma [[poeira]],<ref name=Ockert1987>Ockert, M.E.; Cuzzin, J.N.; Porco, C.C.; and Johnson, T.V. (1987). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214969O Uranian ring photometry: Results from Voyager 2]". J.of Geophys. Res. 92: 14,969–14,978.</ref> embora se constate a sua presença nos anéis 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν e μ.<ref name=Showalter2006 /><ref name=Burns2001 /> Além destes anéis bem conhecidos, poderia haver numerosas faixas de poeira opticamente finas e anéis muito fracos entre elas.<ref name=Lane1986 /> Estes anéis e as faixas de poeira existem somente temporariamente ou consistem num número de arcos separados que se detectam ocasionalmente durante eventos de ocultação.<ref name=Lane1986 /> Alguns de eles revelaram-se durante a mudança de plano dos anéis que aconteceu em 2007.<ref name=dePater2007>{{Citar periódico|sobrenome=de Pater |nome=Imke |co-autores=Hammel, H. B.; Showalter, Mark R.; Van Dam, Marcos A. |título=The Dark Side of the Rings of Uranus |publicação=Science |ano=2007|volume=317|páginas=1888–1890|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Sci...317.1888D | doi=10.1126/science.1148103|pmede=17717152|número=5846}}</ref> A aparência dos anéis varia em função da [[geometria de iluminação]] dos mesmos. A ''[[Voyager 2]]'' observou faixas de poeira quando os anéis estavam iluminados frontalmente.<ref>[http://www.tdx.cesca.es/TESIS_UPC/AVAILABLE/TDX-0725105-153226//10Dgv10de16.pdf Tese doutoral] na que se traduz o termo "forward scattering" ao castelhano</ref> {{#tag:ref|A iluminação frontal ou ''forward-scattered light'' é aquela na que o ângulo entre o observador e a luz proveniente do sol que ilumina os anéis é relativamente baixa.|name="notaa"|group="N"}} Todos os anéis mostraram variações no brilho [[acimut]]ao.<ref name=Smith1986 />
Os anéis são compostos por um material extremamente obscuro. O [[albedo geométrico]] das partículas do anel não excede 5–6%, enquanto o [[albedo de Bond]] é até mesmo menor— aproximadamente cerca de 2%.<ref name=Ockert1987 /><ref name=Karkoshka1997>{{Citar periódico|sobrenome=Karkoshka | nome=Erich |título=Rings and Satellites of Uranus : Colorful and Not So Dark |publicação=Icarus |ano=1997|volume=125| páginas=348–363 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..125..348K |doi=10.1006/icar.1996.5631}}</ref> As partículas anulares mostraram um forte e súbito aumento da oposição quando o ângulo de fase é próximo a zero.<ref name=Ockert1987 /> Isto significa que o seu albedo é muito mais baixo que se observa ligeiramente fora da oposição.{{#tag:ref|''Oposição para fora'' significa que o ângulo entre a direção Sol-objeto e a direção Terra-objeto não é zero.|name="notaj"|group="N"}} Os anéis são ligeiramente avermelhados nos cortes [[ultravioleta]] e visível do [[Espectro eletromagnético|espectro]] e grises no [[infravermelho|infravermelho próximo]].<ref name=Baines1998>{{Citar periódico|sobrenome=Baines |nome=Kevin H. |co-autores=Yanamandra-Fisher, Padmavati A.; Lebofsky, Larry A.; al. |título=Near-Infrared Absolute Photometric Imaging of the Uranian System |publicação=Icarus |ano=1998|volume=132 |páginas=266–284|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998Icar..132..266B |doi=10.1006/icar.1998.5894}}</ref> Não mostram traços [[análise espectral|espectrais]] identificáveis. A composição química das partículas dos anéis é desconhecida. Porém, não podem ser de gelo de água pura, como os anéis de Saturno, porque são obscuras demais, até mesmo mais do que os [[satélites de Urano]].<ref name=Baines1998 /> Isto indica que provavelmente sejam compostos por uma mistura de gelo e material obscuro. A natureza deste material não fica clara, mas poderiam ser [[composto orgânico|compostos orgânicos]] consideravelmente obscurecidos pela irradiação de partículas carregadas procedentes da [[magnetosfera]] de Urano. Neste sentido poderiam ser um material fortemente processado que inicialmente seria similar ao das luas interiores.<ref name=Baines1998 />
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[[Ficheiro:Epsilon ring of Uranus.jpg|
O anel ε é o mais brilhante e denso de todo o sistema, e é responsável por aproximadamente dois terços da luz refletida pelos anéis.<ref name=Smith1986 /><ref name=Baines1998 /> Embora seja o mais [[Excentricidade (ciências exatas)|excêntrico]] dos anéis de Urano, tem uma [[inclinação orbital]] desprezível.<ref name=Stone1986>{{Citar periódico|sobrenome=Stone |nome=E.C. |co-autores=Miner, E.D. |título=Voyager 2 encounter with the uranian system |publicação=Science |ano=1986|volume=233|páginas=39–43|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...39S | doi=10.1126/science.233.4759.39}}</ref> A excentricidade do anel produz uma variação do seu brilho durante a sua órbita. O brilho integrado do anel ε é maior perto da [[apoastro|apoápside]] e menor quando está próximo da [[periastro|periápside]].<ref name=Karkoshka2001b /> A razão do máximo ao mínimo valor do brilho é de aproximadamente 2,5–3,0.<ref name=Ockert1987 /> Estas variações estão ligadas às variações na largura do anel que é de 19,7 km em periápside e 96,4 km em apoápside.<ref name=Karkoshka2001b /> À medida que o anel se alonga, a quantidade de sombra entre as partículas torna-se menor e cada vez mais delas se tornam visíveis, o que produz um aumento do brilho integrado.<ref name=Karkoshka1997 /> As variações na largura foram medidas diretamente a partir de imagens do ''Voyager 2'', pois o anel ε foi um dos dois únicos anéis resolvidos opticamente pelas câmaras do Voyager.<ref name=Smith1986 /> Tal comportamento indica que o anel não é opticamente estreito. De fato, as observações de ocultação dirigidas desde terra e a sonda espacial mostraram que a sua [[profundidade óptica]] normal varia entre 0,5 e 2,5,{{#tag:ref|A profundidade óptica normal é a área total da seção reta das partículas que compõem uma determinada seção reta do anel respeito da área dessa seção. Assume valores de zero a infinito. Um feixe de luz que passe normalmente através do anel será atenuado por um fator de e<sup>−τ</sup>.<ref name=Ockert1987 />|name="notac"|group="N"}}<ref name=Karkoshka2001b /><ref name=1986Tyler /> sendo maior perto do periápside. A profundidade equivalente do anel ε é de cerca de 47 km e é invariante durante toda a órbita.{{#tag:ref| A profundidade equivalente, ED de um anel, é definida como a integral da profundidade óptica normal através do anel. Por outras palavras, ED=∫τdr, no que r é o raio.<ref name=dePater2006 />|name="notad"|group="N"}}<ref name=Karkoshka2001b>{{Citar periódico|sobrenome=Karkoshka |nome=Erich |título=Photometric Modeling of the Epsilon Ring of Uranus and Its Spacing of Particles |publicação=Icarus |ano=2001|volume=151|páginas=78–83| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..151...78K |doi=10.1006/icar.2001.6598}}</ref>
[[Ficheiro:Rings of Uranus.jpg|250px|left|thumb|Aproximação dos anéis (de em cima a embaixo) δ, γ, η, β e α de [[Urano (planeta)|Urano]]. O anel η mostra o componente largo opticamente estreito.]]
A espessura geométrica do anel ε não se conhece com precisão, embora o anel seja com certeza muito estreito —150 m para algumas estimações.<ref name=Lane1986>{{Citar periódico|sobrenome=Lane |nome=Arthur L. |co-autores=Hord, Charles W.; West, Robert A. al. |título=Photometry from Voyager 2 : Initial results from the uranian atmosphere, satellites and rings |publicação=Science |ano=1986|volume=233|páginas=65–69|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...65L |doi=10.1126/science.233.4759.65}}</ref> Apesar desta estreiteza, é composto por várias camadas de partículas. O anel ε é um lugar muito povoado, com um [[coeficiente de ocupação]] perto da apoápsise estimado por diferentes fontes entre 0,008 a 0,06.<ref name=Karkoshka2001b /> O tamanho médio das partículas do anel é de 0,2–20,0 m,<ref name=Lane1986 /> e a separação média é de 4,5 vezes o seu raio.<ref name=Karkoshka2001b /> O anel praticamente carece de [[poeira cósmica|poeira]], possivelmente devido à resistência aerodinâmica da extensão da coroa atmosférica de Urano.<ref name=dePater2006 /> Devido à fineza extrema da sua constituição, o anel ε desaparece quando se vê de canto. Isto aconteceu em 2007 quando ocorreu uma mudança de plano do anel.<ref name=dePater2007 />
A ''Voyager 2'' observou um estranho sinal procedente do anel durante um experimento de [[ocultação de raio]].<ref name=1986Tyler>{{Citar periódico|sobrenome=Tyler |nome=J.L. |co-autores=Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; al. |título=Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System : Atmosphere, Rings, and Satellites |publicação=Science |volume=233|páginas=79–84|ano=1986|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...79T |doi=10.1126/science.233.4759.79 |pmede=17812893|número=4759}}</ref> O sinal pareceu ser uma forte intensificação da luz refletida em iluminação frontal no [[comprimento de onda]] de 3,6 cm perto da apoápside do anel. Um acréscimo tão forte precisa da existência de uma estrutura coerente. Esta circunstância foi confirmada por muitas observações de ocultação.<ref name=Lane1986 /> O anel ε parece constar de alguns subanéis estreitos e opticamente densos, alguns dos quais têm arcos incompletos.<ref name=Lane1986 />
O anel ε é conhecido por ter, interior e exteriormente, dois [[satélite pastor|satélites pastores]], [[Cordélia (satélite)|Cordélia]] e [[Ofélia (satélite)|Ofélia]], respectivamente.<ref name=Esposito1989 /> O beira interior do anel está numa [[ressonância orbital]] de 24:25 com Cordélia, e a beira exterior mostra uma ressonância de 14:13 com Ofélia.<ref name=Esposito1989 /> As massas dos satélites precisam ser pelo menos três vezes a massa do anel para os confinar eficazmente.<ref name=Esposito2002 /> A massa do anel ε estima-se em cerca de 10<sup>16</sup> kg.<ref name=Esposito2002 /><ref name=Esposito1989 />
===Anel δ===
[[Ficheiro:Forward Back Uranus Rings.png|right|250px|thumb|Comparação dos anéis de Urano mediante luz dispersada para adiante e retrodispersada. (Imagens obtidas pela ''[[Voyager 2]]'' em 1986).]]
O anel δ é circular e ligeiramente inclinado.<ref name=Stone1986 /> Mostra variações [[azimute|azimutais]] não explicadas na profundidade e largura ópticas normais.<ref name=Lane1986 /> Uma possível explicação seria que o anel tem uma estrutura azimutal em forma de onda, excitada por um pequeno satélite que fica justo no seu interior.<ref name=Horn1988>{{Citar periódico|sobrenome=Horn |nome=L.J. |co-autores=Lane, A.L.; Yanamandra-Fisher, P. A.; Esposito, L. W. |título=Physical properties of Uranian delta ring from a possible density wave |publicação=Icarus |ano=1988|volume=76|páginas=485–492|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988Icar...76..485H |doi=10.1016/0019-1035(88)90016-4}}</ref> O beira externo afiado do anel δ está numa ressonância de 23:22 com Cordélia.<ref name=Porco1987 /> Este anel consta de dois componentes: um componente estreito opticamente denso e um largo ombro interno com uma baixa profundidade óptica.<ref name=Lane1986 /> A largura do componente estreito é de 4,1–6,1 km e a profundidade equivalente é de 2,2 km, que corresponde a uma profundidade óptica normal de 0,3–0,6.<ref name=Karkoshka2001b /> O componente largo do anel é de cerca de 10–12 km de largura e a sua profundidade equivalente fica perto de 0,3 km, indicando uma profundidade óptica normal de 0,03.<ref name=Karkoshka2001b /><ref name=Holberg1987 /> Isto sabe-se somente partindo dos dados sobre ocultação, pois a equipa de tomada de imagens da ''Voyager 2'' não pôde resolver o anel δ.<ref name=Smith1986 /><ref name=Holberg1987 /> Quando se observou em iluminação frontal pela ''Voyager 2'', o anel δ aparecia relativamente brilhante, o qual é compatível com a presença de poeira no seu componente largo.<ref name=Smith1986 /> Este é geometricamente mais espesso que o componente estreito. Isto é provado pelas observações da mudança do plano dos anéis em 2007, quando o anel δ incrementou o seu brilho, o qual é consistente com o comportamento de um anel que é ao mesmo tempo geometricamente espesso e opticamente estreito.<ref name=dePater2007 />
===Anel γ===
O anel γ é estreito, opticamente denso e ligeiramente excêntrico. A sua inclinação orbital é praticamente zero.<ref name=Stone1986 /> A largura do anel varia dentro da categoria dos 3,6–4,7 km, embora a profundidade óptica equivalente seja constante em 3,3 km.<ref name=Karkoshka2001b /> A profundidade óptica normal do anel γ é 0,7–0,9. Durante a mudança de plano do sistema de anéis em 2007 o anel γ desapareceu, o que significa que é geometricamente estreito, como o anel ε,<ref name=Lane1986 /> e carente de poeira.<ref name=dePater2007 /> A largura e profundidade óptica normais do anel γ mostram variações [[azimute|azimutais]] significativas.<ref name=Lane1986 /> O mecanismo de confinamento de um anel tão estreito é desconhecido, mas observou-se que a beira interno afiado está numa ressonância de 6:5 com Ofélia.<ref name=Porco1987>{{Citar periódico|sobrenome=Porco |nome=Carolyn, C. |co-autores=Goldreich, Peter |título=Shepherding of the Uranian rings I : Kinematics |publicação=The Astronomical Journal |ano=1987|volume=93|páginas=724–778| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987AJ.....93..724P |doi=10.1086/114354}}</ref><ref name=French1988 />
===Anel η===
O anel η tem uma excentricidade e inclinação orbitais nulas.<ref name=Stone1986 /> Como o anel δ, consta de dois componentes: um componente estreito opticamente denso e um ombro exterior largo com baixa profundidade óptica.<ref name=Smith1986 /> A largura do componente estreito é de 1,9–2,7 km e a profundidade equivalente é de 0,42 km, o qual corresponde com a profundidade normal de 0,16–0,25.<ref name=Karkoshka2001b /> O componente largo é de 40 km de largura e a sua profundidade equivalente é próxima a 0,85 km, o qual indica uma baixa profundidade óptica normal, de 0,02.<ref name=Karkoshka2001b /> Foi resolvido nas imagens do ''Voyager 2''.<ref name=Smith1986 /> Com iluminação frontal, o anel η aparecia brilhante, o que indicava a presença de uma considerável quantidade de poeira neste anel, provavelmente no componente largo.<ref name=Smith1986 /> Este componente é geometricamente mais espesso que o estreito. Esta conclusão foi demonstrada na mudança de plano dos anéis em 2007, no qual o anel η mostrou um acréscimo do brilho, sendo o segundo rasgo mais brilhante do sistema anular.<ref name=dePater2007 /> Isto é consistente com o comportamento de um anel geometricamente espesso e ao mesmo tempo opticamente fino.<ref name=dePater2007 /> Como a maioria dos demais anéis, mostra variações azimutais significativas com a profundidade e largura óptica normais. O componente estreito até mesmo desaparece em alguns lugares.<ref name=Lane1986 />
===Aneis α e β===
Após o anel ε, os anéis α e β são os mais brilhantes entre os anéis de Urano.<ref name=Ockert1987 /> Como o anel ε mostra variações regulares em brilho e largura.<ref name=Ockert1987 /> São mais brilhantes e largos a 30° a partir da [[apoastro|apoápside]] e tênues e estreitos a 30° da [[periastro|periápside]].<ref name=Smith1986 /><ref name=Gibbard2005>{{Citar periódico|sobrenome=Gibbard |nome=S.G. |co-autores=De Pater, I.; Hammel, H.B. |título=Near-infrared adaptive optics imaging of the satellites and individual rings of Uranus |publicação=Icarus |ano=2005|volume=174|páginas=253–262| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..174..253G |doi=10.1016/j.icarus.2004.09.008}}</ref> Os anéis α e β têm uma excentricidade orbital medível e uma inclinação de certa consideração.<ref name=Stone1986 /> As larguras destes anéis são 4,8–10 km e 6,1–11,4 km, respectivamente.<ref name=Karkoshka2001b /> As profundidades ópticas equivalentes são de 3,29 km e 2,14 km, o qual produz umas profundidades ópticas normais de 0,3–0,7 e 0,2–0,35, respectivamente.<ref name=Karkoshka2001b /> Durante a mudança do plano do sistema anular em 2007 os anéis desapareceram, o que indica que são geometricamente estreitos, como o anel ε, e carentes de poeira.<ref name=dePater2007 /> Porém, o mesmo evento revelou uma faixa larga e opticamente estreita justo fora do anel β, que já fora observada anteriormente pela ''Voyager 2''.<ref name=Smith1986 /> As massas de ambos os anéis foram estimadas em 5 x 10<sup>15</sup> kg (ambos), a metade da massa do anel ε.<ref name=Chiang2003>{{Citar periódico|sobrenome=Chiang |nome=Eugene I. |co-autores=Culter, Christopher J. |título=Three-Dimensional Dynamics of Narrow Planetary Rings |publicação=The Astrophysical Journal |ano=2003|volume=599|páginas=675–685 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...599..675C |doi=10.1086/379151}}</ref>
===Anéis 6, 5 e 4===
Os anéis 6, 5 e 4 são os mais internos e tênues dentre os anéis estreitos de Urano.<ref name=Ockert1987 /> São os mais inclinados, e as suas excentricidades orbitais excedem com acréscimos a do anel ε.<ref name=Stone1986 /> De fato, as suas inclinações (0,06°, 0,05° e 0,03°) foram grandes bastante para que o ''Voyager 2'' observasse a sua elevação sobre o plano equatorial de Urano, que foi de 24–46 km.<ref name=Smith1986 /> Os anéis 6, 5 e 4 também são os anéis mais estreitos de Urano, medindo 1,6–2,2 km, 1,9–4,9 km e 2,4–4,4 km de largo, respectivamente.<ref name=Smith1986 /><ref name=Karkoshka2001b /> as suas profundidades equivalentes são de 0,41 km, 0,91 e 0,71 km o que produz uma profundidade óptica normal de 0,18–0,25, 0,18–0,48 e 0,16–0,3.<ref name=Karkoshka2001b /> Não foram visíveis durante a mudança de plano dos anéis em 2007 devido à sua estreiteza e carência de poeira.<ref name=dePater2007 />
==Anéis de poeira==
===Anel λ===
[[Ficheiro:FDS_26852.19_Rings_of_Uranus.png|thumb|300px|Uma imagem de longa exposição, tomada com um ângulo de fase elevado pela ''[[Voyager 2]]'' dos anéis interiores. Com a técnica de Dispersão para Diante, podem ver-se linhas de poeira não visíveis em outras imagens, além dos assinalados anéis. Para ver uma recriação informática desta imagem, consultar [http://www6.uniovi.es/solar/cap/uranus/u-ring.htm aqui].]]
O anel λ foi um dos descobertos pela ''Voyager 2'' em 1986.<ref name=Stone1986 /> É um anel estreito e brilhante localizado no interior do anel ε entre este e o satélite Cordélia.<ref name=Smith1986 /> Este satélite vai na realidade limpando uma pista obscura dentro do anel λ. Quando se vê em iluminação traseira,{{#tag:ref|A iluminação traseira ou ''back-scattered light'' é quando o ângulo entre o observador e a luz proveniente do sol que ilumina os anéis é próximo a 180°, ou seja, os anéis estão iluminados por detrás.|name="notab"|group="N"}} o anel λ é extremamente estreito; aproximadamente 1–2 km— e tem uma profundidade óptica equivalente de 0,1–0,2 km à comprimento de onda de 2,2 μm.<ref name=dePater2006 /> A profundidade óptica normal é de 0,1–0,2.<ref name=Smith1986 /><ref name=Holberg1987>{{Citar periódico|sobrenome=Holberg |nome=J.B. |co-autores=Nicholson, P. D.; French, R.G.; Elliot, J.L. |título=Stellar Occultation probes of the Uranian Rings at 0.1 and 2.2 μm : A comparison of Voyager UVS and Earth based results |publicação=The Astronomical Journal |ano=1987|volume=94|páginas=178–188| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987AJ.....94..178H |doi=10.1086/114462}}</ref> A profundidade óptica do anel λ mostra uma forte dependência de comprimento de onda, o que é atípico dentro do sistema anular de Urano. A profundidade equivalente é tão grande quanto 0,36 km na parte ultravioleta do espectro, o que explica porquê o anel λ foi inicialmente detectado em ocultações estelares sob ultravioleta pelo ''Voyager 2''.<ref name=Holberg1987 /> A detecção durante a ocultação estelar no comprimento de onda de 2,2 μm foi unicamente anunciada em 1996.<ref name=dePater2006 />
A aparência do anel λ mudou drasticamente quando se observou em iluminação frontal em 1986.<ref name=Smith1986 /> Sob esta geometria o anel torna-se o rasgo mais brilhante do sistema anular de Urano, mais do que o anel ε.<ref name=Burns2001 /> Esta observação, com a dependência de comprimento de onda da profundidade óptica, indica que o anel λ contém quantidades significativas de poeira de tamanho [[Micrômetro|micrométrico]].<ref name=Burns2001 /> A profundidade óptica normal desta poeira é 10<sup>−4</sup>–10<sup>−3</sup>.<ref name=Ockert1987 /> As observações levadas a cabo em 2007 pelo [[telescópio Keck]] durante a mudança de plano dos anéis confirmaram esta conclusão, porque o anel λ tornou-se num dos elementos mais brilhantes do seu sistema anular.<ref name=dePater2007 />
A análise detalhada das imagens do ''Voyager 2'' revelaram variações azimutais no brilho do anel λ.<ref name=Ockert1987 /> As variações parecem ser periódicas, lembrando uma [[onda estacionária]]. A origem desta estrutura fina no anel λ continua sendo um mistério.<ref name=Burns2001 />
===Anel 1986U2R / ζ===
[[Ficheiro:Uranus' rings dim.jpg|thumb|300px|Imagem da descoberta do anel 1986U2R.]]
Em 1986 a ''[[Voyager 2]]'' detectou uma lâmina de material largo e brilhante no interior do anel 6.<ref name=Smith1986 /> Este anel foi designado temporalmente como 1986U2R. Tinha uma profundidade óptica normal de 10<sup>−3</sup> ou menos e era extremamente brilhante. De fato, foi visível com uma única imagem da ''Voyager 2''.<ref name=Smith1986 /> O anel localizava-se entre 37 000 e 39.500 km do centro de Urano, ou somente 12 000 km sobre as nuvens.<ref name=dePater2006>{{Citar periódico|sobrenome=de Pater |nome=Imke |co-autores=Gibbard, Seran G.; Lebofsky, Hammel, H.B. |título=Evolution of the dusty rings of Uranus |publicação=Icarus | ano=2006|volume=180|páginas=186–200|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..180..186D | doi=10.1016/j.icarus.2005.08.011}}</ref> Não foi observado novamente até 2003–2004, quando o [[telescópio Keck]] encontrou uma lâmina larga e brilhante de material justo dentro do anel 6. Este anel foi rebatizado como anel ζ.<ref name=dePater2006 /> No entanto, a posição do recuperado anel ζ difere significativamente da observada em 1986. Agora fica entre 37 850 e 41 350 km do centro do planeta. Há uma extensão para o interior que vai desaparecendo gradualmente até os 32 600 km.<ref name=dePater2006 />
O anel ζ observou-se novamente durante o evento de mudança de plano dos anéis em 2007, que se tornou no elemento mais brilhante do sistema anular, brilhando mais que todos os outros juntos.<ref name=dePater2007 /> A profundidade óptica equivalente deste anel é de perto de 1 km (0,6 km para a extensão interior), enquanto a profundidade óptica normal novamente é de menos de 10<sup>−3</sup>.<ref name=dePater2006 /> As aparências tão diferentes dos anéis 1986U2R e ζ podem estar produzidas por diferentes geometrias de iluminação: a geometria retroiluminada de 2003–2007 e a geometria de iluminação lateral de 1986.<ref name=dePater2006 /><ref name=dePater2007 /> Porém, não podem ser descartadas como causa as mudanças dos passados 20 anos na distribuição do poeira, que se acredita que predominam no anel.<ref name=dePater2007 />
===Outras faixas de poeira===
Para além dos anéis 1986U2R/ζ e λ, existem outras faixas de poeira extremamente brilhantes no sistema anular de Urano.<ref name=Smith1986 /> Tornam-se invisíveis nas ocultações porque têm uma profundidade óptica desprezível, embora sejam brilhantes em iluminação frontal.<ref name=Burns2001 /> As imagens da ''Voyager 2''' desta geometria revelaram a existência de faixas de poeira brilhantes entre os anéis λ e δ, entre os anéis η e β, e entre os anéis α e 4.<ref name=Smith1986 /> Muitas destas faixas foram detectadas novamente em 2003–2004 pelo [[Telescópio Keck]] e no decurso da mudança de plano dos anéis de 2007 até mesmo em iluminação traseira, mas as suas localizações precisas e o seu brilho relativo foram diferentes que durante as observações da ''Voyager''.<ref name=dePater2006 /><ref name=dePater2007 /> A profundidade óptica normal das faixas de poeira eram de 10<sup>−5</sup> ou menos. Pensa-se que a distribuição do tamanho de partícula segue uma [[lei potencial]] T com o coeficiente ''p'' = 2,5 ± 0,5.<ref name=Ockert1987 />
==Sistema anular exterior==
[[Ficheiro:Outer Uranian rings.jpg|thumb|250px|Os anéis μ e ν de [[Urano (planeta)|Urano]] (R/2003 U1 e U2) no [[Telescópio espacial Hubble]], 2005.]]
Em 2003–2005, o [[Telescópio Espacial Hubble]] detectou um par de anéis previamente desconhecidos, que agora se conhecem como sistema anular exterior, que elevaram o número de anéis conhecidos de Urano até 13.<ref name=Showalter2006 /> Estes anéis foram posteriormente batizados como anéis μ e ν.<ref name=Showalter2008b>{{Citar web|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008DDA....39.1602S |título=The Outer Dust Rings of Uranus in the Hubble Space Telescope |autor=Showalter, Mark R.; Lissauer, J. J.; French, R. G. al. |ano=2008|dataaccesso=30-05-2008|editora=American Astronomical Society}}</ref> O anel μ é o mais externo dos dois, e fica duas vezes mais longe do planeta que o brilhante anel η.<ref name=Showalter2006 /> Os anéis externos diferem dos anéis estreitos interno em várias coisas: São largos, 17 000 e 3800 km de largo respectivamente, e muito fracos. As suas profundidades ópticas normais são de 8,5 × 10<sup>−6</sup> e 5,4 × 10<sup>−6</sup>, respectivamente. As profundidades ópticas equivalentes resultantes são 0,14 km e 0,012 km. Os anéis têm perfis de brilho radial triangular.<ref name=Showalter2006 />
O pico de brilho do anel μ entra quase exatamente dentro da órbita do pequeno satélite de Urano [[Mab (satélite)|Mab]], que provavelmente é a fonte das partículas do anel.<ref name=Showalter2006 /><ref name=NASA2005 /> O anel ν fica entre os satélites [[Pórcia (satélite)|Pórcia]] e [[Rosalinda (satélite)|Rosalinda]] e não contém qualquer satélite no seu interior.<ref name=Showalter2006 /> Uma nova análise das imagens da ''Voyager 2'' de iluminação frontal revela claramente os anéis μ e ν. Nesta geometria, os anéis são muito mais brilhantes, o que indica que contêm partículas de poeira de tamanho micrométrico.<ref name=Showalter2006 /> Os anéis externos de Urano podem ser similares aos [[anéis de Saturno|anéis]]. O anel G também carece de qualquer fonte observável de corpos, enquanto o anel E é extremamente largo e recebe poeira de [[Encélado (satélite)|Encélado]].<ref name=Showalter2006 /><ref name=NASA2005 />
O anel μ poderia ser composto completamente de poeira, sem qualquer partícula grande. Esta hipótese parece apoiar-se em observações do telescópio Keck, que não pôde detectar o anel μ no infravermelho próximo a 2,2 μm, mas detectou o anel ν.<ref name=dePater2006b>{{Citar periódico|sobrenome=dePater |nome=Imke |co-autores=Hammel, Heidi B.; Gibbard, Seran G.; Showalter, Mark R. |título=New Dust Belts of Uranus : One Ring, Two Ring, Red Ring, Blue Ring |publicação=Science |ano=2006|volume=312|páginas=92–94|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Sci...312...92D | doi=10.1126/science.1125110 |pmede=16601188|número=5770}}</ref> Esta falta de detecção significa que o anel μ é de cor azul, o que pela sua vez significa que a poeira muito pequena (micrométrico) predomina no seu interior.<ref name=dePater2006b /> A poeira poderia ser de gelo de água.<ref>{{Citar web|título=Blue ring of Uranus linked to sparkling ice |autor=Stephen Battersby |publicação=NewScientistSpace | url=http://space.newscientist.com/article/dn8960 |ano=2006|dataaccesso=09-06-2007}}</ref> Pelo contrário, o anel ν é de cor ligeiramente avermelhada.<ref name=dePater2006b /><ref>{{Citar web|título=Blue ring discovered around Uranus |editora=UC Berkeley News |sobrenome=Sanders |nome=Robert |url=http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/04/06_bluering.shtml| data=06-04-2006|dataaccesso=03-10-2006}}</ref>
==Dinâmica e origem==
[[Ficheiro:Uranus rings.png|250px|thumb|Um esquema com cor intensificada dos anéis interiores derivado das imagens do ''[[Voyager 2]]''.]]
Um problema destacado na física que governa os anéis estreitos de Urano é o seu confinamento. Sem um mecanismo para manter juntas as suas partículas, os anéis dispersar-se-iam cedo de jeito radial.<ref name=Esposito2002 /> O tempo de vida dos anéis de Urano sem este mecanismo não poderia ser maior de um milhão de anos.<ref name=Esposito2002 /> O modelo mais amplamente citado para este confinamento, proposto inicialmente por [[Peter Goldreich|Goldreich]] e [[Scott Tremaine|Tremaine]],<ref>{{Citar periódico
| sobrenome=Goldreich
| nome=Peter
| autorlink=Peter Goldreich
| co-autores=[[ Scott Tremaine |Tremaine, Scott]]
| título=Towards a theory for the uranian rings
| publicação=Nature
| volume=277
| número=
| páginas=97–99
| editora=[[ Nature Publishing Group ]]
| local=
| ano=1979
| url=http://www.nature.com/nature/journal/v277/n5692/abs/277097a0.html
| doi=10.1038/277097a0
| id=
| dataaceso=}}</ref> consiste em que um par de satélites pastores próximos, interno e externo, agem gravitacionalmente com o anel e também como sumidouros e doadores de momento angular, por excesso e por defeito respectivamente. Os satélites mantêm assim as partículas do anel no seu lugar, mas ao mesmo tempo vão-se separando do anel.<ref name=Esposito2002 /> Para serem eficazes, as massas de ambos devem exceder a do anel por um fator de ao menos dois ou três. Este mecanismo é o que opera pelo menos no caso do anel ε, no qual [[Cordélia (satélite)|Cordélia]] e [[Ofélia (satélite)|Ofélia]] servem como pastores.<ref name=Porco1987 /> Cordélia é também o pastor exterior do anel δ, e Ofélia é o pastor exterior do anel γ.<ref name=Porco1987 /> Porém, não se conhece qualquer satélite maior de 10 km na vizinhança de outros anéis.<ref name=Smith1986 /> A distância atual de Cordélia e Ofélia do anel ε pode ser usada para estimar a idade do mesmo. Os cálculos mostram que o anel ε não pode ter mais de 600 milhões de anos.</sup><ref name=Esposito2002 /><ref name=Esposito1989>{{Citar periódico|sobrenome=Esposito |nome=L.W. |co-autores=Colwell, Joshua E. |título=Creation of The Uranus Rings and Dust bands |publicação=Nature |ano=1989|volume=339|páginas=605–607|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Natur.339..605E | doi=10.1038/339605a0}}</ref>
Como os anéis de Urano parecem ser novos, devem ser continuamente renovados por fragmentação por colisões de corpos maiores.<ref name=Esposito2002 /> As estimações mostram que o tempo de vida contra a disrupção por colisão de um satélite com o tamanho de [[Puck (satélite)|Puck]] é de poucos milhares de milhões de anos. O tempo de vida de um satélite menor é muito mais curto.<ref name=Esposito2002 /> Portanto, todas as luas internas e anéis atuais devem ser produto da dirupção de vários satélites do tamanho de Puck durante os últimos 4500 milhões de anos.<ref name=Esposito1989 /> Cada uma destas dirupções teria começado uma cascada de colisões que depressa desagregaram os corpos grandes em partículas muito menores, incluindo poeira.<ref name=Esposito2002 /> Eventualmente a maioria da massa perder-se-ia, e as partículas sobreviriam apenas nas posições em que seriam estabilizadas por ressonância e pastoreio. O produto final desta evolução disruptiva seria um sistema de anéis estreitos. Porém, alguns satélites menores ainda ficariam dentro dos anéis no presente. O tamanho máximo de tais satélites seria provavelmente de cerca de 10 km.<ref name=Esposito1989 />
A origem das faixas de poeira é menos problemática. A poeira tem um período de vida muito curto, de 100– mil anos, e deve ser continuamente reposto por colisões entre partículas maiores, pequenos satélites e meteoroides externos ao sistema de Urano.<ref name=Burns2001 /><ref name=Esposito1989 /> Os cinturões de satélites menores doadores e as partículas são invisíveis devido à sua baixa profundidade óptica, enquanto a poeira se mostra em iluminação frontal.<ref name=Esposito1989 /> Espera-se que os anéis principais estreitos e os cinturões de satélites menores que criaram as faixas de poeira diferem em tamanho de partícula e distribuição. Os anéis principais o integram corpos de tamanho dentre um centímetro e um metro. Tal distribuição incrementa a área da superfície do material dos anéis, conduzindo para uma elevada densidade óptica em iluminação traseira.<ref name=Esposito1989 /> Pelo contrário, as faixas de poeira têm relativamente poucas partículas de grande tamanho, o que produz uma profundidade óptica menor.<ref name=Esposito1989 />
==Lista de propriedades==
Esta tábua resume as propriedades do [[anel planetário|sistema anular]] de [[Urano (planeta)|Urano]].
{| class="wikitable sortable"
| '''Nome''' || '''Raio (km)'''{{#tag:ref|Os raios dos anéis 6,5,4, α, β, η, γ, δ, λ e ε são tomados de Esposito al., 2002.<ref name=Esposito2002 /> Os raios dos anéis 6,5,4, α, β, η, γ, δ e ε são tomados de Karkoshka al., 2001.<ref name=Karkoshka2001b /> Os raios dos anéis ζ e 1986U2R são tomados de Pater al., 2006.<ref name=dePater2006 /> A largura do anel λ é de Holberg al., 1987.<ref name=Holberg1987 /> Os raios e larguras dos anéis μ e ν foram extraídos de Showalter al., 2006.<ref name=Showalter2006 />|name="notaf"|group="N"}} || '''Largura (km)'''<ref group="N" name="notaf" /> ||'''Prof. Eq. (km)'''<ref group="N" name="notad" />{{#tag:ref|A profundidade equivalente do anel 1986U2R é um produto da sua largura e profundidade óptica normal. As profundidades equivalentes dos anéis 6,5,4, α, β, η, γ, δ e ε foram tomadas de Karkoshka al., 2001.<ref name=Karkoshka2001b /> As profundidades equivalentes dos anéis λ e ζ, μ e ν inferem a partir de valores μEW tomados de Pater al., 2006<ref name=dePater2006 /> e de Pater al., 2006b,<ref name=dePater2006b /> respectivamente. Os valores μEW para estes anéis multiplicaram-se por um fator de 20, o que corresponde a um albedo assumido de 5% para o tamanho de partícula do anel.|name="notag"|group="N"}} ||'''Prof Opt.N'''<ref group="N" name="notac" />{{#tag:ref|As profundidades ópticas normais de 1986U2R, μ e ν foram calculadas como razões das profundidades equivalentes às larguras. A profundidade óptica normal do anel 1986U2R foi tomada de Smith al., 1986.<ref name=Smith1986 /> As profundidades ópticas normais dos anéis μ e ν são valores picos tomados de Showalter al., 2006.<ref name=Showalter2006 />|name="notai"|group="N"}} ||'''Espessor (m)'''{{#tag:ref|A espessura estimada é de Lane al., 1986.<ref name=Lane1986 />|name="notah"|group="N"}} ||'''Ecc.'''{{#tag:ref|As excentricidades e inclinações dos anéis estão tomadas de Stone al., 1986 e French al., 1989.<ref name=Stone1986 /><ref name=French1988>{{Citar periódico|sobrenome=French |nome=Richard D. |co-autores=Elliot, J.L.; French, Linda M. al. |título=Uranian Ring Orbits from Earth-based and Voyager Occultation Observations |publicação=Icarus |ano=1988|volume=73|páginas=349–478 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988Icar...73..349F |doi=10.1016/0019-1035(88)90104-2}}</ref>|name="notae"|group="N"}} ||'''Incl.(°)'''<ref group="N" name="notae" />||'''Notas'''
|-
|ζ<sub>c</sub>||32 000–37.850||3500||0,6||~ 10<sup>−4</sup>||?||?||?||Extensão interna do anel ζ
|-
|1986U2R ||37 000–39.500||2500||?||< 10<sup>−3</sup> ||?||?||?||Anel brilhante de poeira
|-
|ζ||37.850–41.350||3500||1||< 10<sup>−3</sup>||?||?||?||
|-
|6||41.837||1,6–2,2||0,41||0,18–0,25||?||1,0 × 10<sup>−3</sup>||0,062||
|-
|5||42.234||1,9–4,9||0,91||0,18–0,48||?||1,9 × 10<sup>−3</sup>||0,054||
|-
|4||42,570||2,4–4,4||0,71||0,16–0,30||?||1,1 × 10<sup>−3</sup>||0,032||
|-
|α||44.718||4,8–10,0||3,39||0,3–0,7||?||0,8 × 10<sup>−3</sup>||0,015||
|-
|η<sub>c</sub>||47.176||40||0,85||2 × 10<sup>−2</sup>||?||0||0,001||Componente largo externo do anel η
|-
|γ||47.627||3,6–4,7||3,3||0,7–0,9||150?||0,1 × 10<sup>−3</sup>||0,002||
|-
|δ<sub>c</sub>||48.300||10–12||0,3||3 × 10<sup>−2</sup>||?||0||0,001||Componente largo interno do anel δ
|-
|δ||48.300||4,1–6,1||2,2||0,3–0,6||?||0||0,001||
|-
|λ||50.023||1–2||0,2||0,1–0,2||?||0?||0?||Anel de poeira brilhante
|-
|ε||51.149||19,7–96,4||47||0,5–2,5||150?||7,9 × 10<sup>−3</sup>||0||Pastoreado por [[Cordélia (satélite)|Cordélia]] e [[Ofélia (satélite)|Ofélia]]
|-
|ν||66.100–69.900||3800||0,012||5,4 × 10<sup>−6</sup>||?||?||?||Entre [[Pórcia (satélite)|Pórcia]] e [[Rosalinda (satélite)|Rosalinda]], pico de brilho aos 67.300 km
|-
|μ||86 000–103 000||17 000||0,14||8,5 × 10<sup>−6</sup>||?||?||?||Junto a [[Mab (satélite)|Mab]], pico de brilho aos 97.700 km
|}
=={{Ver também}}==
* [[Anel planetário]]
* [[Anéis de Júpiter]]
* [[Anéis de Saturno]]
* [[Anéis de Netuno]]
* [[Satélite pastor]]
==Notas==
<references group="N"/>
{{Referências|col=2}}
=={{Ligações externas}}==
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Uranus&Display=Rings Aneis de Urano] por [http://solarsystem.nasa.gov NASA: Exploração do Sistema Solar]. {{en}}
* [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranringfact.html Dados da NASA sobre os anéis de Urano] {{en}}
* [http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/33/ Notícia: Hubble Discovers Giant Rings and New Moons Encircling Uranus] – Comunicado de imprensa do Telescópio Espacial Hubble (22 de dezembro de 2005). {{en}}
{{Anéis planetários}}
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