280px|duimnael|Uranus se ringstelsel. Soliede lyne dui die ringe aan en stippellyne die mane se wentelbane. thumb|280px|Uranus met van sy ringe, in k1998 afgeneem deur die Hubble-ruimteteleskoop.
Uranus se ringe is nie so ingewikkeld soos die ringstelsels van Saturnus nie, maar ook nie so eenvoudig soos dié van Jupiter en Neptunus nie. Uranus se ringe is op 10 Maart 1977 deur James L. Elliot, Edward W. Dunham en Douglas J. Mink ontdek. Meer as 200 jaar gelede (in 1789) het William Herschel ook beweer hy het ringe gesien. Sommige moderne sterrekundiges twyfel of dit moontlik is omdat die ringe donker en dof is, terwyl ander nie so skepties is nie.
Teen 1978 is nege ringe geïdentifiseer. Nog twee ringe is in 1986 ontdek op foto's wat deur die Voyager 2-ruimtetuig geneem is, en twee buitenste ringe is in 2003-'05 gevind op foto's van die Hubble-ruimteteleskoop. Die 13 ringe word genoem, in die volgorde van die planeet af: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν en μ. Hul radiusse wissel van sowat 38 000 km vir die 1986U2R/ζ-ring tot sowat 98 000 km vir die μ-ring. Bykomende fyn stofbane en onvolledige boë kan tussen die hoofringe voorkom. Die ringe is besonder donker en bestaan waarskynlik uit waterys en ’n mate van organiese stof.
Die meeste van Uranus se ringe is ondeurskynend en net ’n paar kilometer breed. Die deeltjies waaruit die ringe bestaan, is hoofsaaklik 0,2-20 m in deursnee. Sommige ringe is egter dunner: die breë, dowwe 1986U2R/ζ-, μ- en ν-ring bestaan uit klein stofdeeltjies, terwyl die smal, dowwe λ-ring ook groter liggame bevat.
Daar word geglo Uranus se ringe is relatief nuut, nie meer as 600 miljoen jaar oud nie. Dit het waarskynlik ontstaan uit die botsing van ’n paar mane wat eers om die planeet gewentel het. Die mane het toe in klein deeltjies opgebreek.
Die meganisme wat die smaller ringe inperk, is nie goed bekend nie. Aanvanklik is gemeen elke smal ring het twee "herdersmane" (wat materie aantrek en afstoot) wat hul vorm aan hulle gee, maar in 1986 het Voyager 2 ontdek daar bestaan net een sodanige "herderspaar": Cordelia en Ophelia rondom die helderste ring (ε).
Ontdekking duimnael|240px|Die Kuiper-lugsterrewag in vlug. Die eerste vermelding van ’n moontlike ring om Uranus is gemaak deur William Herschel, wat op 22 Februarie 1789 geskryf het: "’n Ring word vermoed." Hy het ’n klein diagram geteken en aangedui dat dit "effens na rooi neig". Die W.M. Keck-sterrewag in Hawaii het sedertdien bevestig dat dit die geval is, minstens vir die ν-ring. In die twee eeue tussen 1789 en 1977 is selde, indien ooit, na die ringe verwys. Dit laat twyfel ontstaan of Herschel iets kon gesien het terwyl honderde sterrekundiges ná hom niks gesien het nie. Tog meen sommige wetenskaplikes dat Herschel akkurate beskrywings gegee het van die ν-ring se grootte in vergelyking met dié van Uranus, asook sy veranderinge soos wat Uranus om die Son wentel en sy kleur.
Die bevestigde ontdekking van die ringe deur Elliot, Dunham en Mink het op 10 Maart 1977 plaasgevind met behulp van die Kuiper-lugsterrewag, en dit was bloot toevallig. Hulle wou die verduistering van die ster SAO 158687 by Uranus gebruik om die planeet se atmosfeer te bestudeer. Hulle het waargeneem dat die ster vyf keer vir kort rukkies voor en ná die verduistering verdwyn het. Hulle het afgelei dat ’n stelsel van smal ringe om die planeet bestaan. Die vyf verduisterings is aangedui deur die Griekse letters α, β, γ, δ en ε. Dit word sedertdien vir die name van die ringe gebruik. Later het hulle nog vier ringe ontdek: een tussen die β- en γ-ring en drie binne die α-ring. Eersgenoemde is die η-ring genoem en die ander ringe 4, 5 en 6, na die verduisterings in ’n sekere verslag. Uranus se ringstelsel was die eerste een wat ontdek is ná dié van Saturnus.
Voyager 2 het die ringe in 1986 afgeneem toe dit deur die ringstelsel gevlieg het. Nog twee dowwe ringe is ontdek, wat die totaal op 11 te staan gebring het. Die Hubble-ruimteteleskoop het in 2003-'05 nog twee ringe ontdek, wat die totaal op 13 te staan gebring het. Boonop het Hubble twee onbekende mane vir die eerste keer afgeneem. Een van hulle, Mab, deel sy wentelbaan met die buitenste, nuut ontdekte ring.
Algemene eienskappe duimnael|240px|Uranus se binneste ringe. Die helder buitenste ring is die ε-ring; nog agt ringe is ook sigbaar. Soos tans verstaan word, bestaan Uranus se ringstelsel uit 13 afsonderlike ringe. Van naby tot ver van die planeet af is hulle: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν en μ. Hulle kan verdeel word in drie groepe: nege smal hoofringe (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), twee stowwerige ringe (1986U2R/ζ, λ) en twee buitenste ringe (μ, ν). Die ringe bestaan hoofsaaklik uit makroskopiese deeltjies en min stof, hoewel meer stof teenwoordig is in 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν en μ. Benewens dié 13 ringe kan daar ook verskeie dun stofbande en dowwe ringe wees. Hierdie dowwe ringe bestaan dalk net tydelik, of bestaan uit ’n paar aparte boë wat soms tydens verduisterings gesien word. 'n Paar stofbande tussen die ringe is deur Voyager 2 waargeneem.
Die ringe bestaan uit 'n uiters donker materiaal. Die ringdeeltjies se albedo is nie meer as 5-6% nie. Die ringe is effens rooi in die ultraviolet- en sigbare spektrum en grys in naby-infrarooi. Hulle het geen sigbare spektraaleienskappe nie en die chemiese samestelling van die deeltjies is nie bekend nie. Hulle kan nie uit suiwer waterys bestaan soos Saturnus se ringe nie, want hulle is te donker – donkerder as die binnemane van Uranus. Dit dui daarop dat hulle moontlik saamgestel is uit 'n mengsel van ys en donker materiaal. Die aard van die materiaal is onduidelik. Dit kan 'n erg geprosesseerde stof wees wat aanvanklik soortgelyk was aan dié van die binnemane.
In die geheel verskil Uranus se ringstelsel van beide Jupiter se dowwe, stowwerige ringe en Saturnus se breë, komplekse ringe, waarvan sommige uit baie helder waterys bestaan. Daar is egter ooreenkomste met sommige dele van laasgenoemde stelsel: die ε-ring en Saturnus se F-ring is albei smal, relatief donker en word deur twee mane beïnvloed. Die nuut ontdekte buitenste ringe van Uranus stem ooreen met die buitenste G- en E-ring van Saturnus. Smal ringetjies in die breë Saturnus-ringe stem ook ooreen met die smal ringe van Uranus. Daarby kan die stofbane tussen die hoofringe van Uranus soortgelyk wees aan die ringe van Jupiter.
Smal hoofringe ε-ring thumb|240px|'n Nabyskoot van Uranus se ε-ring.
Die ε-ring is die helderste en digste deel van Uranus se ringstelsel en is verantwoordelik vir omtrent twee derdes van die lig wat die ringe weerkaats. Terwyl dit die grootste eksentrisiteit van die ringe het, is die baanhelling minimaal. Die ring se eksentrisiteit veroorsaak dat sy helderheid tydens sy wentelperiode wissel. Dit is die grootste naby apoapside en die kleinste naby periapside. Die verhouding tussen die minimum en maksimum helderheid is sowat 2,5:3. Dié wissselings hou verband met die variasies in die ring se breedte, wat 19,7 km by sy periapside en 96,4 km by sy apoapside is. Namate die ring breër word, neem die hoeveelheid skaduwee tussen die deeltjies af en meer van hulle is sigbaar, wat tot 'n groter helderheid lei.
200px|links|thumb|'n Nabyskoot van ringe δ, γ, η, β en α (van bo na onder). Die presiese geometriese dikte van die ε-ring is nie bekend nie, maar die ring is beslis baie dun – volgens sommige berekeings net 150 m. Desondanks bestaan dit uit verskeie lae deeltjies. Die deeltjies is taamlik opeengehoop. Die gemiddelde grootte van die deeltjies is 0,2-20 m, en die gemiddelde skeiding is sowat 4,5 keer hulle radius. Die ring het feitlik geen stof nie, wat moontlik die gevolg is van die aërodinamiese lugweerstand van Uranus se uitgebreide atsmosferiese korona. Vanweë sy dun aard is die ε-ring onsigbaar as dit van die kant af gesien word. Dit was die geval in 2007.
Die ruimtetuig Voyager 2 het 'n vreemde sein van die ε-ring waargeneem tydens 'n radioverduisteringseksperiment. Die sein het gelyk soos 'n hewige versterking van lig op golflengte 3,6 cm naby die ring se apoapside. So 'n sterk verstrooiing vereis die bestaan van 'n samehangende struktuur. Dat die ε-ring so 'n fyn struktuur het, is deur die waarnemings van baie verduisterings bevestig. Dit lyk of die ε-ring bestaan uit 'n aantal smal en opties digte ringetjies, waarvan sommige onvolledige boë het.
Dit is bekend dat die ε-ring 'n binneste en buitenste herdersmaan het – onderskeidelik Cordelia en Ophelia. Die binnekant van die ring is in 'n resonanie van 24:25 met Cordelia en die buitekant in 'n resonansie van 14:13 met Ophelia. Die massa van die mane moet minstens drie keer dié van die ring wees om dit doeltreffend in te perk. Die massa van die ε-ring is na raming sowat 1016 kg.
δ-ring 220px|thumb|'n Vergelyking van Uranus se ringe met die lig na voor en na agter gestrooi (in 1986 deur Voyager 2 geneem).
Die δ-ring is rond en lê teen 'n effense helling. Dit toon aansienlike asimutale wisselings in normale optiese diepte en breedte wat nie goed verduidelik kan word nie. Een moontlike verduideliking is dat die ring 'n asimutale golfagtige struktuur het, wat gestimuleer word deur 'n maantjie aan die binnekant. Die skerp buitekant van die ring is in 'n resonansie van 23:22 met Cordelia.
Die δ-ring bestaan uit twee dele: 'n smal, opties digte komponent en 'n breë skouer na binne met 'n lae optiese diepte. Die breedte van die smal komponent is 4,1-6,1 km en die ekwivalente diepte is sowat 2,2 km, wat ooreenstem met 'n normale optiese diepte van sowat 0,3-0,6. Die breë komponent is sowat 10-12 km breed en sy ekwivalente diepte is naby aan 0,3 km, wat dui op 'n normale optiese diepte van 3 × 10-2. Dit is net bekend uit verduisteringsdata, want Voyager 2 kon nie die δ-ring se eienskappe bepaal nie. Toe Voyager 2 die δ-ring met die lig na voor gestrooi waargeneem het, het dit relatief helder gelyk, wat ooreenstem met die teenwoordigheid van stof in sy breë komponent.
γ-ring Die γ-ring is smal, opties dig en effens eksentriek. Sy optiese helling is feitlik nul. Die ring se breedte wissel van sowat 3,6-4,7 km, hoewel die ekwivalente optiese diepte konstant is teen 3,3 km. Die normale optiese diepte van die γ-ring is 0,7-0,9. Tydens 'n vlakkruisingsvoorval in 2007 het die γ-ring verdwyn, wat beteken dit is geometries dun, soos die ε-ring, en sonder stof. Die breedte en normale optiese diepte van die γ-ring toon aansienlike asimutale wisselings.
Die inperkingsmeganisme van so 'n smal ring is nie bekend nie, maar daar is waargeneem dat die skerp binnekant in 'n resonansie van 6:5 met Ophelia is.
η-ring Die η-ring het 'n eksentrisiteit en baanhelling van nul. Nes die δ-ring, bestaan dit uit twee dele: 'n smal, opties digte komponent en 'n breë skouer na buite met 'n lae optiese diepte. Die breedte van die smal komponent is 1,9-2,7 km en die ekwivalente diepte is sowat 0,42 km, wat ooreenstem met 'n normale optiese diepte van sowat 0,16-0,25. Die breër komponent is sowat 40 km breed en sy ekwivalente diepte is naby 0,85 km, wat dui op 'n lae normale optiese diepte van 2 × 10-2. Dit is bevestig op beelde van Voyager 2. In lig wat na voor gestrooi is, lyk die η-ring helder, wat dui op die teenwoordigheid van 'n aansienlike hoeveelheid stof, moontlik in die breë komponent. Die breë komponent is baie dikker (geometries) as die smal een. Dié gevolgtrekkings word ondersteun deur die waarnemings van 'n ringvlakkruising in 2007, toe die η-ring groter helderheid vertoon het; dit was toe die tweede helderste voorwerp in die ringstelsel. Dit stem ooreen met die gedrag van 'n geometries dik, maar terselfdertyd opties dun ring. Nes die meeste ander ringe, toon die η-ring aansienlike asimutale wisselings in die normale optiese diepte en breedte. Die smal komponent verdwyn selfs op plekke.
α- en β-ring