b'\n_START_ARTICLE_\nUranovi obro\xc4\x8di\n_START_PARAGRAPH_\nUranove obro\xc4\x8de sestavlja skupina zelo \xc5\xa1ibkih koncentri\xc4\x8dnih obro\xc4\x8dev, ki v ekvatorialni ravnini obdajajo planet Uran. Obro\xc4\x8de sestavljajo temni delci do velikosti 10 metrov v premeru . Ta sistem obro\xc4\x8dev je bil drugi odkriti sistem obro\xc4\x8dev v Oson\xc4\x8dju  (prvi je bil Saturnov sistem obro\xc4\x8dev). Sedaj je znanih 13 posameznih obro\xc4\x8dev, ki obdajajo Uran. Najsvetlej\xc5\xa1i med njimi je obro\xc4\x8d z imenom oziroma oznako \xce\xb5.\n_START_SECTION_\nOdkrivanje Uranovih obro\xc4\x8dev\n_START_PARAGRAPH_\nPrvi, ki je trdil, da je videl obro\xc4\x8de okoli Urana, je bil William Herschel v letu 1789. Da jih je v resnici videl je malo verjetno, ker v naslednjih dveh stoletjih nih\xc4\x8de ni poro\xc4\x8dal, da bi jih je videl. Obro\xc4\x8de so odkrili 10. marca 1977 James L. Elliot, Edward W. Dunham in Douglas J. Mink s pomo\xc4\x8djo Observatorija Kuiper Airborne (to je bilo predelano tovorno letalo C-141A, ki je delovalo na vi\xc5\xa1ini 14\xc2\xa0km). Obro\xc4\x8di so bili odkriti slu\xc4\x8dajno. Pri poletu so hoteli opazovati okultacijo zvezde SAO 158687 z Uranom, da bi prou\xc4\x8dili Uranovo atmosfero. Pri tem so opazili, da je zvezda izginila petkrat preden se je skrila za planetom. To se je zgodilo tudi po ponovnem pojavljanju zvezde. Tak\xc5\xa1en pojav so lahko razlo\xc5\xbeili samo s sistemom obro\xc4\x8dev okoli Urana. Obro\xc4\x8de je opazil tudi Voyager 2 leta 1986. Takrat je Voyager 2 opazil tudi dva dodatna obro\xc4\x8da .V decembru leta 2005 je Vesoljski teleskop Hubble opazil nove obro\xc4\x8de. Novi obro\xc4\x8di so bili tako dale\xc4\x8d od Urana, da so jih imenovali zunanji obro\xc4\x8di . Hubble je takrat opazil tudi dve manj\xc5\xa1i luni. Ena od njiju (Mab) je na zunanjem robu zunanjega obro\xc4\x8da._NEWLINE__NEWLINE_Sedaj je znanih 13 Uranovih obro\xc4\x8dev . Med njimi so \xc5\xa1e opti\xc4\x8dno zelo tanki obro\xc4\x8di, ki se jih te\xc5\xbeko opazi . Uranovi obro\xc4\x8di v glavnem vsebujejo ve\xc4\x8dje delce, razen obro\xc4\x8dev 1986U2R/\xce\xb6, , \xce\xbb, \xce\xbd in \xce\xbc, ki vsebujejo pra\xc5\xa1ne delce. Sonda Voyager 2  je opazila med obro\xc4\x8di \xc5\xa1e nekaj pra\xc5\xa1nih obro\xc4\x8dev, ki so v\xc4\x8dasih sovpadali z ostalimi obro\xc4\x8di. Nekateri obro\xc4\x8di morda obstojajo samo za\xc4\x8dasno ali pa so sestavljeni iz obro\xc4\x8dnih lokov, ki jih opazimo samo med okultacijami.\n_START_SECTION_\nZna\xc4\x8dilnosti\n_START_PARAGRAPH_\nUranovi obro\xc4\x8di so sestavljeni iz zelo temnega materiala. Geometri\xc4\x8dni albedo ni ve\xc4\x8dji od 5 do 6\xc2\xa0% . Delci obro\xc4\x8da ka\xc5\xbeejo na mo\xc4\x8dan porast svetlosti v opoziciji, kar pomeni, da albedo mo\xc4\x8dno naraste ko je fazni kot enak ni\xc4\x8d. Je pa albedo manj\xc5\xa1i, ko se opazuje zunaj opozicije. Takrat ima albedo vrednost od 3 do 4\xc2\xa0%. Delci so rahlo rde\xc4\x8di v ultravijoli\xc4\x8dnem in vidnem delu spektra in sivi v bli\xc5\xbeini infrarde\xc4\x8dega dela Ne ka\xc5\xbeejo nekih posebnih zna\xc4\x8dilnosti v spektru. Kemi\xc4\x8dna sestava ni znana, vendar niso sestavljeni iz vodnega ledu kot so Saturnovi obro\xc4\x8di. So celo temnej\xc5\xa1i kot Uranove lune  To ka\xc5\xbee na to, da bi lahko bili obro\xc4\x8di sestavljeni iz organskega materiala, ki je potemnel zaradi sevanja v Uranovi magnetosferi. Verjetno je snov iz obro\xc4\x8dev bila neko\xc4\x8d podobna snovi iz katere so Uranove notranje lune. Kot celota je sistem Uranovih obro\xc4\x8dev zelo razli\xc4\x8den od Jupitrovih in Saturnovih obro\xc4\x8dev. Uran ima \xc5\xa1tevilne pra\xc5\xa1nate obro\xc4\x8de, Jupiter in Saturn pa imata velik sistem obro\xc4\x8dev, ki so sestavljeni iz zelo svetlega materiala Novo odkrita obro\xc4\x8da Urana sta podobna zunanjima Saturnovima obro\xc4\x8dema Obro\xc4\x8du G in Obro\xc4\x8du E. Obro\xc4\x8di Urana so bolj podobni Neptunovim obro\xc4\x8dem, ki niso tako temni in komplicirani ter imajo manj prahu.\n_START_SECTION_\nObro\xc4\x8d \xce\xb5\n_START_PARAGRAPH_\nObro\xc4\x8d \xce\xb5 je najsvetlej\xc5\xa1i in najgostej\xc5\xa1i med Uranovimi obro\xc4\x8di. Tako je svetel, da daje 2/3 svetlobe, ki jo odbijajo obro\xc4\x8di . Me vsemi Uranovimi obro\xc4\x8di ima tudi najve\xc4\x8djo izsrednost in skoraj ni\xc4\x8delni naklon tira. Zaradi izsrednosti se njegova svetlost spreminja vzdol\xc5\xbe tirnice. Skupna svetlost tega obro\xc4\x8da v radialni smeri je najve\xc4\x8dja v bli\xc5\xbeini apoapside, in najmanj\xc5\xa1a v bli\xc5\xbeini periapside  Razmerje med najve\xc4\x8djo in najmanj\xc5\xa1o svetlostjo je od 2,5 do 3,0. Spremembe so povezane s \xc5\xa1irino obro\xc4\x8da, ki je 19,7\xc2\xa0km v periapsidi in 96,4\xc2\xa0km v apoapsidi. Ko postaja obro\xc4\x8d \xc5\xa1ir\xc5\xa1i, se senca med delci zmanj\xc5\xa1a, kar se pozna kot pove\xc4\x8dana skupna svetlost. Spremembe \xc5\xa1irine je direktno izmeril Voyager 2, saj je bil ta obro\xc4\x8d edini, ki ga je kamera na Voyagerju zaznala. To tudi pomeni, da \xce\xb5 obro\xc4\x8d ni opti\xc4\x8dno tanek. Merjenja z uporabo okultacije in merjenja s povr\xc5\xa1ine Zemlje so pokazala, da je obi\xc4\x8dajna opti\xc4\x8dna globina med 0,5 in 2,5 in je ve\xc4\x8dja v periapsidni to\xc4\x8dki. Integrirana opti\xc4\x8dna globina obro\xc4\x8da (imenujemo jo tudi \xc2\xabenakovredna \xc5\xa1irina\xc2\xbb, izra\xc4\x8duna pa se lahko pribli\xc5\xbeno tako, da se pomno\xc5\xbei fizi\xc4\x8dna \xc5\xa1irina z opti\xc4\x8dno globino, zato jo merimo v dol\xc5\xbeinskih enotah) je enaka okoli 47\xc2\xa0km. Ta vrednost je nespremenljiva vzdol\xc5\xbe obro\xc4\x8da . Debelina obro\xc4\x8da \xce\xb5 ni natan\xc4\x8dno znana, ocenjujejo da je obro\xc4\x8d debel samo 150 m. Srednja velikost delcev v obro\xc4\x8du je od 2 do 20 m. Srednja razdalja med delci je okoli 4,5-krat ve\xc4\x8dja kot njihov polmer. Drobnega prahu skoraj ni v obro\xc4\x8du, verjetno zaradi vpliva Uranove \xc5\xa1ir\xc5\xa1e atmosferske korone. Ker je obro\xc4\x8d tako tanek, ga od strani ne vidimo. Prav to so opazili leta 2007, ko je nastopil prehod pogleda na ravnino obro\xc4\x8dev z ene strani na drugo._NEWLINE__NEWLINE_Voyager 2 je zaznal nenavaden signal iz \xce\xb5 obro\xc4\x8da med poskusom z radijsko okultacijo. Signal je izgledal kot mo\xc4\x8dno pove\xc4\x8danje v naprej sipani svetlobi pri valovni dol\xc5\xbeini3,6\xc2\xa0cm v bli\xc5\xbeini apoapsidne to\xc4\x8dke obro\xc4\x8da. Tak\xc5\xa1no mo\xc4\x8dno pove\xc4\x8danje bi lahko bilo posledica koherentnee strukture znotraj obro\xc4\x8da. V resnici ima obro\xc4\x8d tudi fino strukturo, k iso jo opazili med okultacijami. Izgleda, kot da je obro\xc4\x8d sestavljen iz ve\xc4\x8djega \xc5\xa1tevila ozkih in gostih obro\xc4\x8dev. Med njimi so tudi tak\xc5\xa1ni, ki nimajo popolnih lokov . Obro\xc4\x8d \xce\xb5 ima tudi notranji in zunanji pastirski satelit. To sta Kordelija in Ofelija. Notranji rob obr\xc4\x8da je v orbirtalni resonanci 24\xc2\xa0: 25 s Kordelijo. Zunanji rob obro\xc4\x8da je v resonanci 14\xc2\xa0: 13 z Ofelijo .\n_START_SECTION_\nObro\xc4\x8d \xce\xb4\n_START_PARAGRAPH_\nObro\xc4\x8d \xce\xb4 ima majhno izsrednost in majhen naklon Ka\xc5\xbee manj\xc5\xa1e spremembe v opti\xc4\x8dni globini in \xc5\xa1irini v azimutalni smeri, kar doslej \xc5\xa1e ni bilo pojasnjeno. Obro\xc4\x8d \xce\xb4 je sestavljen iz dveh manj\xc5\xa1ih obro\xc4\x8dev. Prvi obro\xc4\x8d (zunanji) je ozek in opti\xc4\x8dno gostej\xc5\xa1i, drugi obro\xc4\x8d (notranji) je \xc5\xa1irok z nizko opti\xc4\x8dno globino. \xc5\xa0irina o\xc5\xbejega dela je od 4,1 do 6,1\xc2\xa0km, enakovredna \xc5\xa1irina je 2,2\xc2\xa0km, kar odgovarja pravokotni opti\xc4\x8dni globini od 0,3 do 0,6 \xc5\xa0ir\xc5\xa1i del je od 10 do 12\xc2\xa0km \xc5\xa1irok, njegova enakovredna opti\xc4\x8dna globina je blizu 0,3\xc2\xa0km, kar ka\xc5\xbee na nizko pravokotno opti\xc4\x8dno globino 3.10\xe2\x81\xbb\xc2\xb2.  \xc5\xa0iroki del obro\xc4\x8da je opti\xc4\x8dno debelej\xc5\xa1i kot o\xc5\xbeji del in vsebuje tudi pra\xc5\xa1ne delce. To so potrdila opazovanja leta 2007, ko se je obro\xc4\x8du pove\xc4\x8dala svetlost ob prehodu pogleda v ravnini obro\xc4\x8da. To se ujema s predpostavko, da je obro\xc4\x8d debel, vendar opti\xc4\x8dno tanek .\n_START_SECTION_\nObro\xc4\x8d \xce\xb3\n_START_PARAGRAPH_\nObro\xc4\x8d \xce\xb3 je ozek, opti\xc4\x8dno gost, z rahlo izsrednostjo. Naklon obro\xc4\x8da je skoraj ni\xc4\x8d. \xc5\xa0irina obro\xc4\x8da se spreminja od 3,6 do 4,7\xc2\xa0km, pri tem pa je enakovredna opti\xc4\x8dna gostota konstantna 3,3\xc2\xa0km Pravokotna opti\xc4\x8dna globina obro\xc4\x8da je od 0,7 do 0,9. V letu 2007, ko je pri\xc5\xa1lo do pojava prehoda pogleda v ravnini obro\xc4\x8da, je obro\xc4\x8d izginil. To pomeni, da je obro\xc4\x8d izredno tanek in brez prahu. Podoben je obro\xc4\x8du \xce\xb5. \xc5\xa0irina in pravokotna opti\xc4\x8dna globina ka\xc5\xbeeta mo\xc4\x8dne spremembe v azimutalni smeri. Zakaj je obro\xc4\x8d tako ozek, \xc5\xa1e ni znano. Zunanji rob obro\xc4\x8da je v orbitalni resonanci visoke stopnje z luno Kordelijo.\n_START_SECTION_\nObro\xc4\x8d \xce\xb7\n_START_PARAGRAPH_\nObro\xc4\x8d \xce\xb6 ima ni\xc4\x8delno orbitalno izsrednost in naklon. Sestavljen je iz dveh manj\xc5\xa1ih obro\xc4\x8dev (podobno kot \xce\xb4 obro\xc4\x8d). Prvi obro\xc4\x8d (notranji) je ozek in opti\xc4\x8dno gost, drugi (zunanji) je \xc5\xa1irok z nizko opti\xc4\x8dno globino. \xc5\xa0irina o\xc5\xbejega obro\xc4\x8da je od 1,9 do 2,7\xc2\xa0km, enakovredna opti\xc4\x8dna debelina pa je 0,42\xc2\xa0km, kar ustreza pravokotni opti\xc4\x8dni globini od 0,16 do 0,25. \xc5\xa0iroki obro\xc4\x8d je bolj debel in vsebuje veliko prahu. Prisotnost prahu je bial potrjena tudi ob pojavu prehoda ravnine obro\xc4\x8dev v letu 2007. Takrat so v obro\xc4\x8du opazili drugo najmo\xc4\x8dnej\xc5\xa1o svetlost v celem sistemu obro\xc4\x8dev. To pomeni, da je obro\xc4\x8d geometrijsko debel, vendar opti\xc4\x8dno tanek. \xc5\xa0iroki obro\xc4\x8d je opazila tudi kamera na sondi Voyager 2. V naprej sipani svetlobi je bil obro\xc4\x8d svetel. Podobno kot ostali Uranovi obro\xc4\x8di, ka\xc5\xbee tudi \xce\xb7 obro\xc4\x8d precej\xc5\xa1no spremenljivost pravokotne opti\xc4\x8dne globine v azimutalni smeri.\n_START_SECTION_\nObro\xc4\x8da \xce\xb1 in \xce\xb2\n_START_PARAGRAPH_\nObro\xc4\x8da \xce\xb1 in \xce\xb2 sta za obro\xc4\x8dem \xce\xb5 najbolj svetla obro\xc4\x8da v sistemu Uranovih obro\xc4\x8dev.  Ka\xc5\xbeeta obi\xc4\x8dajne spremembe v svetlosti in \xc5\xa1irini, podobno kot obro\xc4\x8d \xce\xb5. Sta najbolj svetla in \xc5\xa1iroka v bli\xc5\xbeini apoapsidne to\xc4\x8dke ter najtemnej\xc5\xa1a in najo\xc5\xbeja v bli\xc5\xbeini periapsidne to\xc4\x8dke. Obro\xc4\x8da imata zmerno veliko izsrednost in nezanemarljiv naklon. Med pojavom prehoda ravnine obro\xc4\x8dev sta obro\xc4\x8da izginila. To pomeni, da sta geometrijsko tanka kot obro\xc4\x8d \xce\xb5 in brez prahu. Takrat so tudi videli tudi debel in opti\xc4\x8dno tanek obro\xc4\x8d zunaj obro\xc4\x8da \xce\xb2, ki so ga opazili tudi \xc5\xbee prej.\n_START_SECTION_\nObro\xc4\x8di 6, 5 in 4\n_START_PARAGRAPH_\nObro\xc4\x8di 6, 5 in 4 so notranji obro\xc4\x8di. Med vsemi Uranovimi obro\xc4\x8di so najbolj nagnjeni. Njihove izsrednosti so v Uranovem sistemu obro\xc4\x8dev najve\xc4\x8dje (razen obro\xc4\x8da \xce\xb5). Njihovi nakloni (0,06\xc2\xb0, 0,05\xc2\xb0 in 0,03\xc2\xb0) so tako veliki, da jih je opazil tudi Voyager 2._NEWLINE__NEWLINE_Obro\xc4\x8di ne vsebujejo prahu. Zaradi tega niso bili vidni ob prehodu ravnine obro\xc4\x8dev leta 2007.\n_START_SECTION_\nObro\xc4\x8d \xce\xbb\n_START_PARAGRAPH_\nObro\xc4\x8d \xce\xbb je eden izmed dveh obro\xc4\x8dev, ki jih je odkrila sonda Voyager 2 v letu 1986. Nahaja se znotraj obro\xc4\x8da \xce\xb5 oziroma med njim in pastirskim satelitom Kordelijo. Kordelija v resnici \xc4\x8disti temni pas znotraj obro\xc4\x8da \xce\xbb. V nazaj sipani svetlobi se ka\xc5\xbee kot izredno ozek obro\xc4\x8d, ki je \xc5\xa1irok samo od 1 do 2\xc2\xa0km in ima enakovredno opti\xc4\x8dno globino okoli 0,2\xc2\xa0km pri valovni dol\xc5\xbeini 2,2 \xce\xbc. Pravokotna opti\xc4\x8dna globina je okoli 0,1 Opti\xc4\x8dna globina tega obro\xc4\x8da ka\xc5\xbee veliko odvisnost od valovne dol\xc5\xbeine. Opti\xc4\x8dna globina je ve\xc4\x8dja v ultravijoli\xc4\x8dnem delu spektra. To nam pojasni tudi to, da je bil obro\xc4\x8d najprej odkrit v ultravijoli\xc4\x8dni svetlobi pri okultaciji z zvezdo. Med zvezdno okultacijo so opazili obro\xc4\x8d pri 2,2 \xce\xbcm samo leta 1996, pozneje pa ne ve\xc4\x8d. Izgled obro\xc4\x8da \xce\xbb se je mo\xc4\x8dno spremenil, ko so ga opazovali v naprej sipani svetlobi v letu 1986  V tem primeru je postal obro\xc4\x8d najsvetlej\xc5\xa1i, celo bolj svetel kot \xce\xb5 obro\xc4\x8d. Opazovanja in odvisnost opti\xc4\x8dne globine od valovne dol\xc5\xbeine ka\xc5\xbee, da vsebuje prah velikost nekaj mikronov. Pravokotna opti\xc4\x8dna globina ima velikost od 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb4 do 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb3. Opazovanja na Observatoriju Keck med prehodom ravnine obro\xc4\x8dev so tudi potrdila te ocene. Takrat je \xce\xbb obro\xc4\x8d postal eden najbolj svetlih obro\xc4\x8dev v Uranovem sistemu obro\xc4\x8dev. Podrobna analiza slik, ki jih je naredil Voyager 2, je pokazala spremenljivot v svetlosti v azimutalni smeri. Nastanek fine strukture v obro\xc4\x8du do danes \xc5\xa1e ni pojasnjen.\n_START_SECTION_\n1986U2R/obro\xc4\x8d \xce\xb6\n_START_PARAGRAPH_\nV letu 1986 je Voyager opazil \xc5\xa1irok in \xc5\xa1ibek pas materiala znotraj obro\xc4\x8da 6.  Obro\xc4\x8d je dobil za\xc4\x8dasno oznako1986U2R. Obro\xc4\x8d ima pravokotno opti\xc4\x8dno globino 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb3 ali manj. Je pa to obro\xc4\x8d z izredno majhno svetlostjo. V resnici so ga opazili samo na enem posnetku, ki ga je naredil Voyager 2. Nahaja se na razdalji med 37.000 in 39.500\xc2\xa0km od sredi\xc5\xa1\xc4\x8da Urana. To je tudi samo 12.000\xc2\xa0km nad oblaki._NEWLINE_Od leta 1986 obro\xc4\x8da niso opazili vse do leta 2003, ko so na Observatoriju Keck na\xc5\xa1li \xc5\xa1irok in \xc5\xa1ibek pas znotraj obro\xc4\x8da 6. Temu obro\xc4\x8du so takrat dali ime \xce\xb6. Polo\xc5\xbeaj ponovno najdenega obro\xc4\x8da se je razlikoval od polo\xc5\xbeaja obro\xc4\x8da v letu 1986. Sedaj le\xc5\xbei med 37.850 in 41.350\xc2\xa0km od sredi\xc5\xa1\xc4\x8da Urana. Na\xc5\xa1li so tudi nadaljevanje (raz\xc5\xa1iritev) obro\xc4\x8da proti notranjosti. Njegova svetlost v tej smeri pa\xc4\x8dasi pada. Obro\xc4\x8d \xce\xb6 so opazili zopet leta 2007 med prehodom ravnine obro\xc4\x8dev, ko je postal ta obro\xc4\x8d po svetlosti najmo\xc4\x8dnej\xc5\xa1i. Enakovredna opti\xc4\x8dna globina obro\xc4\x8da je okoli 18\xc2\xa0km (za notranji podalj\xc5\xa1ek pa 0,6\xc2\xa0km). Pravokotna opti\xc4\x8dna globina je manj kot 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb3. Razli\xc4\x8dni izgledi obro\xc4\x8dev 1986UR2 in \xce\xb6 je lahko povezana tudi z razli\xc4\x8dnimi smermi pogledov. V svetlobi, ki se je sipala nazaj v letih 2003 do 2007 in v stransko sipani svetlobi leta 1986 sta se obro\xc4\x8da kazala druga\xc4\x8dna . Prav tako ne smemo zanemariti mo\xc5\xbenosti, da se je prah v 20 letih prerazporedil.\n_START_SECTION_\nOstali pra\xc5\xa1ni obro\xc4\x8di\n_START_PARAGRAPH_\nRazen obro\xc4\x8da 1986UR2 ziroma obro\xc4\x8da \xce\xb6 so v sistemu Uranivih obro\xc4\x8dev \xc5\xa1e drugi pra\xc5\xa1ni obro\xc4\x8di. Ti obro\xc4\x8di med okultacijo niso vidni, ker imajo zanemarljivo majhno opti\xc4\x8dno globino. Vidni so samo v naprej sipani svetlobi, ki jim daje precej veliko svetlost. Voyager 2 je opazil svetel pra\xc5\xa1ni pas med obro\xc4\x8dema \xce\xbb in \xce\xb4, med obro\xc4\x8dema \xce\xb7 in \xce\xb2 ter med obro\xc4\x8dema \xce\xb1 in obro\xc4\x8dem 4 Mnoge med njimi so opazili tudi v letih 2003 in 2004 na Observatoriju Keck in med prehodom ravnine obro\xc4\x8dev v letu 2007. Pravokotna opti\xc4\x8dna globina pra\xc5\xa1nih obro\xc4\x8dev je 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb5 ali manj.\n_START_SECTION_\nZunanji obro\xc4\x8di\n_START_PARAGRAPH_\nV decembru leta 2005 je Vesoljski teleskop Hubble opazil dva nova obro\xc4\x8da, ki ju danes pri\xc5\xa1tevamo med zunanje obro\xc4\x8de. Obro\xc4\x8da imenujemo \xce\xbc (Mu) in \xce\xbd (Nu) obro\xc4\x8d. Zunanji je obro\xc4\x8d \xce\xbc, ki je dvakrat tako dale\xc4\x8d kot zelo svetel \xce\xb7 obro\xc4\x8d. Zunanji obro\xc4\x8d se razlikuje od notranjega ozkega obro\xc4\x8da. Sta \xc5\xa1iroka 17.000\xc2\xa0km in 3.800\xc2\xa0km in zelo \xc5\xa1ibka. Najve\xc4\x8dja opti\xc4\x8dna globina je 8,5\xc2\xa0\xc3\x97\xc2\xa010\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb6 oziroma 5,4\xc2\xa0\xc3\x97\xc2\xa010\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb6. Zanimivo je, da imata trikotni profil svetlosti._NEWLINE_Najve\xc4\x8dja svetlost obro\xc4\x8da skoraj popolnoma sovpada s tirnico majhne lune Mab, ki je verjetno izvor delcev v obro\xc4\x8du._NEWLINE_Obro\xc4\x8d \xce\xbd se nahaja med tirnicama lun Porcije in Rozalinde. Ponovni pregled slik v naprej sipani svetlobi, ki jih je poslal Voyager 2, je pokazal oba obro\xc4\x8da. Posnetki v tak\xc5\xa1ni smeri so pokazali, da sta obro\xc4\x8da precej svetla. To potrjuje, da vsebujeta prah z velikostjo delcev okoli mikrona. Zunanji obro\xc4\x8di Urana so podobni G obro\xc4\x8du in E obro\xc4\x8du Saturna. G obro\xc4\x8d tudi ne vsebuje opaznih delcev, E obro\xc4\x8d je zelo \xc5\xa1irok in dobiva prah od lune Enkelad._NEWLINE_Obro\xc4\x8d \xce\xbc ne vsebuje ve\xc4\x8djih delcev, kar pomeni, da ga sestavlja samo prah. To potrjujejo opazovanja na Observatoriju Keck, kjer niso zaznali obro\xc4\x8da \xce\xbc v bli\xc5\xbeini infrarde\xc4\x8de valovne dol\xc5\xbeine 2,2 \xce\xbcm, opazili pa so \xce\xbd obro\xc4\x8d. To tudi pomeni, da je \xce\xbc obro\xc4\x8d modre barve in da v njem pravladujejo pra\xc5\xa1ni delci manj\xc5\xa1i od \xce\xbcm . Delci bi lahko bili iz vodnega ledu V nasprotju s tem je \xce\xbd obro\xc4\x8d rahlo rde\xc4\x8d.\n_START_SECTION_\nIzvor obro\xc4\x8dev\n_START_PARAGRAPH_\nVelik problem pri razumevanju Uranovih obro\xc4\x8dev je njihova omejenost. Mora obstojati neki vzrok, ki dr\xc5\xbei delce skupaj. Brez tega bi se razpr\xc5\xa1ili v radialni smeri. \xc5\xbdivljenjska doba obro\xc4\x8dev brez nekega mehanizma, bi bila najve\xc4\x8d 1 milijon let. Najve\xc4\x8dkrat uporabljen model tak\xc5\xa1nega omejevanja \xc5\xa1irjenja je model z uporabo pastirskih satelitov. Po en satelit bi morala biti na notranji in na zunanji strani obro\xc4\x8da. Da bi to delovalo, bi morale biti mase satelitov vsaj dva do trikrat ve\xc4\x8dje od mase obro\xc4\x8dev. To deluje pri obro\xc4\x8du \xce\xb5, kjer sta pastirska satelita Kordelija in Ofelija. Kordelija je tudi zunanji pastirski satelit obro\xc4\x8da &gama;. Drugi obro\xc4\x8di nimajo v bli\xc5\xbeini nobenih lun, ki bi lahko delovale kot pastirski sateliti. Izra\xc4\x8duni ka\xc5\xbeejo, da obro\xc4\x8d \xce\xb5 ne more biti starej\xc5\xa1i od 6\xc2\xa0\xc3\x97\xc2\xa010\xe2\x81\xb8 let.  Ker obro\xc4\x8di Urana izgledajo relativno mladi, se morajo redno obnavljati. Vsi notranji obro\xc4\x8di bi lahko nastali z razkrojem nekaj lun v velikosti lune Puk v 4,5 milijarde let. Vsak tak\xc5\xa1en razkroj ali razpad bi nastal z zaporednimi trki, ki bi manj\xc5\xa1ali velikost delcev vse do velikosti prahu. Ocene ka\xc5\xbeejo, da bi za razkroj lune velikosti Puka bilo potrebnih nekaj milijard let. \xc5\xbdivljenjska doba za manj\xc5\xa1e satelite bi bila seveda kraj\xc5\xa1a. Rezultat tega bi bili ozki obro\xc4\x8di. Predvidevajo, da obstoja \xc5\xa1e ve\xc4\x8d neodkritih manj\xc5\xa1ih lun do velikosti okoli 10\xc2\xa0km, ki omejujejo obro\xc4\x8de v sedanje meje. Izvor prahu je bolj razumljiv. Prah ima kratko \xc5\xbeivljenjsko dobo, samo od 100 do 1000 let in se nenehno dopolnjuje s trki med velikimi telesi, meteoridi in manj\xc5\xa1imi lunicami. Podro\xc4\x8dja lunic niso vidna zaradi nizke opti\xc4\x8dne globine. Prah pa se vidi v naprej sipani svetlobi.'