حلقات أورانوس هي وسيطة في التعقيد بين المجموعة الأكثر اتساعًا حول زحل والأنظمة الأبسط حول كوكب المشتري ونبتون. تم اكتشاف حلقات أورانوس في 10 مارس 1977 بواسطة جيمس إل إليوت وإدوارد دبليو دنهام وجيسيكا مينك. ذكر ويليام هيرشل أيضًا أنه رصد حلقات في عام 1789 ؛ ينقسم علماء الفلك المعاصرون حول ما إذا كان بإمكانه رؤيتها ، لأنها مظلمة وخافتة للغاية. بحلول عام 1977 ، تم تحديد تسع حلقات متميزة. تم اكتشاف حلقتين إضافيتين في عام 1986 في الصور التي التقطتها المركبة الفضائية فوييجر 2 ، وتم العثور على حلقتين خارجيتين في 2003-2005 في صور تلسكوب هابل الفضائي. بترتيب زيادة المسافة من الكوكب ، تم تعيين الحلقات الـ 13 المعروفة 1986U2R / ζ و 6 و 5 و 4 و α و β و η و γ و δ و λ و ε و ν و μ. يتراوح أنصاف أقطارها من حوالي 38000 كم لحلقة 1986U2R / إلى حوالي 98000 كم للحلقة μ. قد توجد شرائط غبار باهتة إضافية وأقواس غير مكتملة بين الحلقات الرئيسية. الحلقات مظلمة للغاية - لا يتجاوز بياض بوند لجسيمات الحلقات 2٪. من المحتمل أنها تتكون من جليد مائي مع إضافة بعض المواد العضوية المظلمة المعالجة بالإشعاع.

غالبية حلقات أورانوس مبهمة وعرضها بضعة كيلومترات فقط. يحتوي نظام الحلقة على القليل من الغبار بشكل عام ؛ وتتكون في الغالب من أجسام كبيرة يبلغ قطرها 20 سم إلى 20 مترًا. بعض الحلقات رفيعة بصريًا: حلقات 1986U2R / و μ و العريضة والخافتة مصنوعة من جزيئات غبار صغيرة ، بينما تحتوي الحلقة الضيقة والباهتة أيضًا على أجسام أكبر. قد يكون النقص النسبي للغبار في نظام الحلقة ناتجًا عن السحب الديناميكي الهوائي من الغلاف الخارجي لأورانوس الممتد.

يُعتقد أن حلقات أورانوس صغيرة نسبيًا ، ولا يزيد عمرها عن 600 مليون سنة. ربما نشأ نظام حلقات أورانوس من تشظي تصادم عدة أقمار كانت موجودة في السابق حول الكوكب. بعد الاصطدام ، ربما انقسمت الأقمار إلى العديد من الجسيمات ، والتي نجت على شكل حلقات ضيقة وكثيفة بصريًا فقط في مناطق محصورة تمامًا بأقصى قدر من الاستقرار.

الآلية التي تحصر الحلقات الضيقة ليست مفهومة جيدًا. في البداية ، كان من المفترض أن كل حلقة ضيقة لها زوج من أقمار الراعي القريبة التي تربطها بالشكل. في عام 1986 ، اكتشفت "فوييجر 2" زوجًا واحدًا فقط من الراعي (كورديليا وأوفيليا) حول الحلقة الأكثر سطوعًا (ε) ، على الرغم من اكتشاف ν الخافت لاحقًا بين بورتيا وروزاليند.