upright=1.4|miniatura|Esquema del sistema d'anells-satèl·lits d'Urà. Les línies sòlides són els anells; les línies discontínues denoten les òrbites dels satèl·lits Els anells d'Urà configuren un sistema d'anells de complexitat mitjana que es pot situar a mig camí entre sistemes més extensos —com els anells de Saturn— i més simples —com els de Júpiter i els de Neptú. Els anells d'Urà es van descobrir el 10 de març de 1977 per James L. Elliot, Edward W. Dunham, i Douglas J. Mink. Fa més de 200 anys, William Herschel també va anunciar que havia vist anells, però els astrònoms moderns són escèptics que els pogués haver vist, ja que són molt foscs i tènues. La sonda Voyager 2 va descobrir dos anells més el 1986, i es van descobrir dos anells exteriors mitjançant fotografies del Telescopi espacial Hubble entre el 2003 i 2005.
Actualment se sap que el sistema d'anells d'Urà consisteix en 13 anells diferents. En ordre creixent de distància respecte al planeta es designen 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν i μ. Els seus radis oscil·len entre 38.000 km (anell 1986U2R/ζ) i 98.000 km (anell μ). Podrien existir bandes tènues de pols i arcs incomplets entre els anells principals. Els anells són extremadament foscos —de fet, l'albedo de Bond de les partícules dels anells no supera el 2%. Probablement estan compostos de gel d'aigua i alguns compostos orgànics processats per la radiació.
La majoria dels anells d'Urà són opacs i de pocs quilòmetres d'ample. El sistema d'anells conté, en general, poca pols; consisteix principalment de grans cossos amb un diàmetre d'entre 0,2 i 20 m. Tanmateix, alguns anells són òpticament prims: els amples i tènues anells 1986U2R/ζ, μ i ν estan fets de petites partícules de pols, mentre que l'anell estret i tènue λ també conté cossos més grossos. La relativa falta de pols al sistema d'anells és a causa de la resistència aerodinàmica de la part externa de l'exosfera uraniana: la corona.
Es creu que els anells d'Urà són relativament joves: no tenen més de 600 milions d'anys. El sistema d'anells d'Urà es va originar probablement a partir dels fragments resultants de les col·lisions d'antics satèl·lits que tenia el planeta. Després de col·lidir, probablement els satèl·lits es van separar en diverses partícules, que van sobreviure com anells estrets i òpticament densos només en zones estrictament confinades d'estabilitat màxima.
Encara no s'entén del tot el mecanisme que confina els anells estrets. Inicialment, s'assumia que cada anell estret tenia una parella de llunes pastores que en mantenien la forma. Tanmateix, el 1986 la Voyager 2 només va descobrir una parella pastora (Cordèlia i Ofèlia) al voltant de l'anell més brillant (ε).
Descobriment i exploració miniatura|Imatge d'Urà, els anells i algun dels seus satèl·lits presa per la Voyager 2. La primera menció d'un sistema d'anells d'Urà ve de les notes de William Herschel, detallant les seves observacions d'Urà en el , que inclouen el següent passatge: "22 de febrer de 1789: Se sospita d'un anell". Herschel va dibuixar un petit diagrama de l'anell i va observar que estava "lleugerament inclinat al vermell". L'Observatori W. M. Keck de Hawaii ho ha confirmat així, almenys per l'anell ν. Les notes de Herschel es van publicar a una revista de la Royal Society el 1797. Tanmateix, als dos segles entre el 1797 i 1977 rarament es mencionen els anells, si és que ho foren. Això posa en dubte si Herschel podria haver vist res que centenars d'altres astrònoms no van veure. Tot i això, hi ha gent que afirma que Herschel va donar descripcions acurades de la mida de l'anell ν respecte a Urà, els seus canvis a mesura que es movia al voltant del Sol, i el seu color.
El descobriment definitiu dels anells d'Urà es va fer pels astrònoms James L. Elliot, Edward W. Dunham, i Douglas J. Mink el 10 de març de 1977, utilitzant el Kuiper Airborne Observatory, va ser casual. Planejaven utilitzar l'ocultació de l'estrella SAO 158687 d'Urà per estudiar l'atmosfera del planeta. Tanmateix, quan es van analitzar les seves observacions, van observar que l'estrella desapareixia breument de la vista cinc vegades abans i després que fos eclipsada pel planeta. Van deduir que hi havia un sistema d'anells estrets. Les cinc ocultacions es van denotar amb les lletres gregues α, β, γ, δ i ε als seus articles. Aquestes designacions s'han utilitzat des de llavors per anomenar els anells. Posteriorment van descobrir quatre anells més: un entre els anells β i γ i tres a dins de l'anell α. El primer es va anomenar anell η. Els últims es van anomenar anells 4,5,6, d'acord amb la numeració de les ocultacions en un article. El sistema d'anells d'Urà va ser el segon en ser observat al sistema solar, després del de Saturn.
Els anells va ser fotografiats directament quan la sonda Voyager 2 va volar pel sistema uranià el 1986. Dos nous anells brillants, λ i 1986O2R, van ser descoberts elevant el nombre total dels coneguts en aquest moment a 11. Es van estudiar els anells analitzant els resultats d'ocultacions òptiques, de radi i ultraviolat. La Voyager 2 va observar els anells en diferents geometries pel que fa al Sol, produint imatges amb il·luminació frontal, posterior i lateral. L'anàlisi d'aquestes imatges va permetre la derivació de la funció de fase i de l'albedo geomètrica i lligat de les partícules anulars. Es van resoldre dos anells, el ε i el η, que van revelar una complicada i fina estructura. L'anàlisi de les imatges de la Voyager també van portar al descobriment de 10 satèl·lits interiors d'Urà, incloent els dos satèl·lits pastors de l'anell ε, Cordèlia i Ofèlia.
El Telescopi Espacial Hubble va detectar un parell d'anells addicionals no observats amb anterioritat entre 2003 i 2005, elevant el seu nombre a 13. El descobriment d'aquests anells exteriors ha doblegat la longitud coneguda del radi d'aquest sistema d'anells. El Hubble també ha pres per primera vegada imatges de dos petits satèl·lits, un dels quals, Mab, comparteix la seva òrbita amb l'anell més extern recentment descobert.
Propietats miniatura|Anells interiors d'Urà. L'anell extern brillant és l'èpsilon. Es poden observar altres vuit anells. Amb els coneixements actuals, el sistema anular d'Urà consta de tretze anelles diferents. En l'ordre creixent des del planeta seria: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν y μ. Es poden dividir en tres grups, les nou anelles amples principals, les dues de pols i les dues exteriors. Les anelles d'Urà es componen principalment de partícules microscòpiques, i una mica de pols, sobretot en les anelles de pols,Ockert, M.I.; Cuzzin, J.N.; Porco, C. c.; and Johnson, T.V. (1987). "Uranian ring photometry: Results from Voyager 2". J.of Geophys. Cap de bestiar. 92: 14,969?14,978. encara que es constata la seva presència en els anells 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν i μ. A més d'aquests anells ben coneguts, podria haver-hi nombroses bandes de pols òpticament primes i anells molt febles entre elles. Aquests anells i les bandes de pols existeixen només de forma temporal o consisteixen en un nombre d'arcs separats que es detecten ocasionalment durant esdeveniments d'ocultació. Alguns es van revelar durant el canvi de plànol dels anells que va tenir lloc en el 2007. L'aparença dels anells varia en funció de la geometria d'il·luminació d'aquests. La Voyager 2 va observar bandes de pols quan els anells estaven il·luminats frontalment.Tesi doctoral en la qual es tradueix el terme "forward scattering" en català Tots els anells van mostrar variacions en la lluentor azimutal.
Els anells estan composts per un material extremadament fosc. L'albedo geomètrica de les partícules de l'anell no excedeix el 5-6%, mentre que l'albedo de Bond és fins i tot menor —aproximadament, un 2%-. Les partícules anulars van mostrar un fort i sobtat augment de l'oposició quan l'angle de fase és proper a zero. Això significa que la seva albedo és molt més baixa quan s'observa lleugerament fora de l'oposició. Els anells són lleugerament vermellosos en els talls d'ultraviolat i visible de l'espectre i grisos en l'infraroig proper. No mostren trets espectrals identificables. La composició química de les partícules dels anells és desconeguda. No obstant això no poden ser de gel d'aigua pura, com els anells de Saturn, perquè són massa fosques, fins i tot més que els satèl·lits d'Urà. Això indica que probablement estan composts per una barreja de gel i material fosc. La naturalesa d'aquest material no està clara, però podrien ser compostos orgànics considerablement enfosquits per la irradiació de partícules carregades procedents de la magnetosfera d'Urà. En aquest sentit podrien ser un material fortament processat que inicialment seria similar al de les llunes interiors.
Globalment, el sistema d'anells d'Urà és diferent dels sistemes anulars de Júpiter i Saturn, en el qual algun dels seus anells està compost per materials molt brillants —gel d'aigua. No obstant això, s'observen algunes similituds amb aquest últim. L'anell F de Saturn i l'anell ε són tots dos estrets, relativament foscos i estan "pastorejats" per un parell de satèl·lits. Els anells externs d'Urà, recentment descoberts, són semblants als anells externs G i E de Saturn. Els petits anells que existeixen en els anells amples de Saturn també s'assemblen als anells estrets d'Urà. A més, les bandes de pols que s'observen entre els anells principals d'Urà serien similars als anells de Júpiter. Per contra, el sistema anul·lar de Neptú és bastant similar al d'Urà, encara que és menys complex, és més fosc i conté més pols. Els anells de Neptú es localitzen també més lluny del seu planeta.
Anells estrets principals Anell ε miniatura|Aproximació a l'anell ε d'Urà. L'anell ε és el més brillant i dens de tot el sistema, i és el responsable d'aproximadament dos terços de la llum reflectida pels anells. Encara que és el més excèntric dels anells d'Urà, té una inclinació orbital menyspreable. L'excentricitat de l'anell produeix una variació de la seva lluentor en el curs de la seva òrbita. La lluentor integrada de l'anell ε és major prop de l'apoàpside i menor quan està proper al periàpside. La raó del màxim al mínim valor de la lluentor és d'aproximadament 2,5–3,0. Aquestes variacions estan connectades amb variacions en l'amplària de l'anell que és de 19,7 km en periàpside i 96,4 km en apoàpside. A mesura que l'anell s'eixampla, la quantitat d'ombra entre les partícules es fa menor i cada vegada més d'elles es fan visibles, la qual cosa produeix un augment de la lluentor integrada. Les variacions en l'amplària van ser mesurades directament a partir d'imatges de la Voyager 2, ja que l'anell ε va ser un dels dos únics anells resolts òpticament per les càmeres de la Voyager. Aquest comportament indica que l'anell no és òpticament estret. De fet, les observacions d'ocultació dirigides des de terra i la sonda espacial van mostrar que la seva profunditat òptica normal varia entre 0,5 i 2,5, sent major prop del periàpside. La profunditat equivalent de l'anell ε és d'uns 47 km i és invariant durant tota l'òrbita. miniatura|esquerra|Aproximació dels anells (de dalt a baix) δ, γ, η, β i α d'Urà. L'anell η mostra el component ample òpticament estret. El gruix geomètric de l'anell ε no es coneix amb precisió, encara que l'anell és amb certesa molt estret -150 m per a algunes estimacions-. Malgrat aquesta estretor, està compost per diverses capes de partícules. L'anell ε és un lloc molt poblat, amb un coeficient d'ocupació prop de l'apoàpsise estimat per diferents fonts entre 0,008 a 0,06. La grandària mitjana de les partícules de l'anell és de 0,2-20,0 m, i la separació mitjana és de 4,5 vegades el seu radi. L'anell pràcticament manca de pols, possiblement a causa de la resistència aerodinàmica de l'extensió de la corona atmosfèrica d'Urà. A causa de la primesa extrema de la seva constitució, l'anell ε desapareix quan es veu de costat. Això va succeir en el 2007 quan es va produir un canvi de plànol de l'anell.