Les anneaux de Neptune se composent principalement de cinq anneaux dont la présence fut découverte comme « arcs » en 1984 par deux équipes, française et américaine. Ils furent finalement photographiés en 1989 par la sonde .
Là où ils sont le plus denses, ils sont comparables aux parties les moins denses des anneaux principaux de Saturne, comme l' et la division de Cassini. La majeure partie du système d'anneaux neptunien est assez , ténue et poussiéreuse, ressemblant davantage aux anneaux de Jupiter. Les anneaux de Neptune sont nommés d'après les astronomes qui ont contribué à d'importants travaux sur la planète : Galle, Le Verrier, Lassell, Arago, et Adams. Neptune a également un anneau ténu sans nom qui coïncide avec l'orbite de la lune neptunienne Galatée. Trois lunes orbitent entre les autres anneaux : Naïade, Thalassa et Despina.
Les anneaux de Neptune sont faits de matière extrêmement sombre, vraisemblablement des composés organiques transformés sous l'effet de rayonnement, et semblable à celle se trouvant dans les anneaux d'Uranus. La proportion de poussière dans les anneaux (entre 20 % et 70 %) est forte, alors que leur épaisseur optique est faible.
Découverte et observation vignette|redresse=1.2|Anneaux de Neptune pris par le télescope spatial James-Webb. La première référence à des anneaux autour de Neptune remonte à 1846, lorsque William Lassell, le découvreur de Triton (le plus grand satellite de Neptune), crut avoir vu un anneau autour de la planète. Toutefois, la découverte qu'il revendiquait ne fut jamais confirmée, et il est probable qu'il s'agissait là d'un artéfact. La première détection fiable d'un anneau fut réalisée en 1968 par occultation stellaire, bien que ce résultat passa inaperçu jusqu'en 1977, au moment où les anneaux d'Uranus furent découverts. Peu de temps après la découverte de ces derniers, une équipe de l'Université de Villanova dirigée par Harold J. Reitsema se mit à chercher des anneaux autour de Neptune. Le , ils purent détecter une nette réduction de la luminosité d'une étoile au cours d'une occultation ; cependant la manière dont l'étoile s'estompait n'évoquait pas un anneau. Par la suite, après le survol de , on établit que l'occultation était due à la petite lune neptunienne Larissa, un événement très peu commun. Dans les , les occultations importantes furent bien plus rares pour Neptune que pour Uranus, qui se trouvait près de la Voie lactée à l'époque et était donc en mouvement devant un champ d'étoiles plus dense. L'occultation suivante de Neptune, le permit d'exclure la présence d'un anneau continu autour de Neptune.
Les premiers éléments tangibles sur la présence d'anneaux datent de 1984., où ils sont observés comme un anneau incomplet, des« arcs », au cours d'une occultation observée simultanément de l'Observatoire de La Silla (ESO) par Jean Manfroid (Institut d'Astrophysique de Liège), Reinold Haefner (U. de Munich) et Patrice Bouchet (ESO) à la demande d'André Brahic et de son équipe de l'Observatoire de Paris, et du Cerro Tololo Interamerican Observatory par l'équipe de William Hubbard. |bibcode=1985LPICo.559...35H...
permit d'établir définitivement l'existence des anneaux neptuniens au cours de son survol de la planète en 1989. La sonde confirma que les occultations régulières observées jusqu'alors étaient bien causées par les arcs de l'anneau Adams (voir infra). Après le survol de , les anneaux les plus clairs (Adams et Le Verrier) furent mis en images grâce au télescope spatial Hubble et aux télescopes au sol, à la suite des progrès accomplis en résolution optique et en technique de captage de la lumière.
Ils sont visibles, légèrement au-delà du niveau du fond diffus cosmologique, dans les longueurs d'onde absorbant le spectre du méthane, et pour lesquelles la luminosité de Neptune est nettement réduite. Les anneaux les plus ténus sont, quant à eux, bien en deçà du seuil de visibilité.
Propriétés générales
Neptune possède cinq anneaux distincts nommés (par ordre croissant de distance par rapport à la planète) Galle, Le Verrier, Lassell, Arago et Adams. Trois d'entre eux sont étroits, avec des largeurs d'environ maximum ; Galle et Lassell, en revanche, sont très larges – entre . L'anneau Adams se compose de cinq arcs clairs, pris au sein d'un anneau continu plus faible. En suivant le sens antihoraire, les arcs sont nommés : Fraternité, Égalité (1 et 2), Liberté, et Courage. Les trois premiers noms viennent de la devise française. Cette terminologie fut proposée par ceux qui en firent la découverte lors d'occultations stellaires en 1984 et 1985. Quatre petites lunes ont des orbites à l'intérieur du système d'anneaux : Naïade et Thalassa ont leurs orbites dans l'intervalle entre les anneaux de Galle et Le Verrier. Despina est juste à l'intérieur de l'anneau Le Verrier et Galatée est vers l'intérieur de l'anneau Adams.
Les anneaux de Neptune contiennent une grande quantité de poussières dont la taille est de l'ordre du micromètre : la fraction de poussière selon la tranche considérée varie de 20 % à 70 %. À cet égard, ils sont semblables aux anneaux de Jupiter, dont la part de poussière est de 50 % à 100 %, et sont très différents des anneaux de Saturne et Uranus, qui contiennent peu de poussière (moins de 0,1 %). Les particules dans les anneaux de Neptune sont faites d'un matériau sombre, probablement un mélange de glace et de composés organiques transformés par le rayonnement. Les anneaux sont généralement rougeâtres ; leur albédo géométrique () et leur albédo de Bond ( à ) sont semblables à ceux des particules des anneaux d'Uranus ainsi qu'à ceux des lunes intérieures de Neptune ; visuellement, ils sont fins (transparents), leur épaisseur optique ne dépasse pas . Considérés dans leur ensemble, les anneaux de Neptune ressemblent à ceux de Jupiter, les deux systèmes se composent d'annelets de poussières ténus et étroits, et de larges anneaux de poussières encore plus ténus.
Les anneaux de Neptune, comme ceux d'Uranus, sont considérés comme relativement jeunes ; leur âge est sans doute nettement inférieur à celui du système solaire. D'autre part, comme pour Uranus, les anneaux de Neptune se sont probablement formés à la suite de la fragmentation d'anciennes lunes intérieures lors de collisions. Il résulte de ces collisions la formation de ceintures de petites lunes, qui sont autant de sources de poussière pour les anneaux. À cet égard, les anneaux de Neptune sont semblables aux bandes de poussières ténues que put observer entre les anneaux principaux d'Uranus.
Anneaux intérieurs L’anneau le plus intérieur de Neptune est appelé anneau de Galle, en l'honneur de Johann Gottfried Galle qui fut le premier à voir Neptune grâce à un télescope (1846). Il fait environ de large et orbite entre et de la planète. C'est un anneau ténu, d'épaisseur optique moyenne de l'ordre de 10, et d'une épaisseur équivalente de . La part de poussières dans cet anneau est évaluée entre 40 % et 70 %.
L'anneau suivant est nommé anneau Le Verrier, en l'honneur d'Urbain Le Verrier, qui prédit la position de Neptune en 1846. D'un rayon orbital de près de , il est étroit, d'une largeur d'environ . Son épaisseur optique est de , ce qui correspond à une épaisseur équivalente de . La part de poussières dans l'anneau Le Verrier est de 40 % à 70 %. La petite lune neptunienne Despina, qui est en orbite près de sa bordure intérieure sur un rayon de , favorise sans doute le confinement de l'anneau en agissant comme un berger.
L’anneau Lassell est le plus large du système neptunien. Il doit son nom à William Lassell, l'astronome anglais qui découvrit Triton, la plus grande lune de Neptune. L'anneau s'étale en une couche ténue dans l'intervalle entre l'anneau Le Verrier à environ et l'anneau Arago (voir infra) à . Son épaisseur optique moyenne normale est d'environ 10, ce qui correspond à une épaisseur équivalente de . L'anneau est composé de poussières à raison de 20 % à 40 %.
L'anneau Lassell présente un petit pic de luminosité près du bord extérieur, situé à de Neptune et d'une largeur de , que certains astronomes appellent l’anneau Arago en l'honneur de François Arago. La distinction n'est cependant pas toujours établie dans les publications.
Anneau Adams
L'anneau Adams extérieur, dont l'orbite a un rayon de , est l'anneau qui fut le plus étudié. Il doit son nom à John Couch Adams, qui put prédire la position de Neptune indépendamment des travaux de Le Verrier. Cet anneau est fin, légèrement excentrique et incliné, d'une largeur totale d'environ (de à ), et son épaisseur optique normale est d'environ hors des arcs, ce qui correspond à une profondeur équivalente d'à peu près . L'anneau est composé de poussières à raison de 20 % à 40 % (moins que dans les autres anneaux fins). La petite lune Galatée, en orbite le long de la bordure intérieure de l'anneau Adams à , fait office de satellite berger et maintient les particules de l'anneau dans un petit intervalle orbital en suivant une résonance orbitale de 42:43. L'influence gravitationnelle de Galatée forme dans l'anneau Adams radiales, dont l'amplitude est d'environ . Cela permit de calculer la masse de Galatée.
Arcs Les arcs, qui sont les parties les plus brillantes de l'anneau Adams, furent les premiers éléments du système d'anneaux de Neptune à être découverts. Les arcs sont des régions distinctes au sein de l'anneau, où le cortège de matière est plus dense et forme des blocs sur l'anneau. L'anneau Adams contient cinq arcs courts, qui occupent une gamme de longitudes assez restreinte, sur 52°. En 1986, ils étaient situés respectivement à : 247-257° (Fraternité), 261-264 ° (), 265-266 ° (), 276-280 ° (Liberté), 284,5-285,5 ° (Courage). L'arc le plus long et le plus clair était Fraternité ; le plus ténu était Courage. L'épaisseur optique des arcs mesurée se trouve dans une fourchette de à ( pour la bordure antérieure de l'arc Liberté, mesurée lors d'une occultation d'étoile). Leur largeur radiale est approximativement la même que celle de l'anneau continu, soit environ . La profondeur équivalente des arcs varie entre et ( pour la bordure antérieure de l'arc Liberté). Les arcs sont composés de poussière à hauteur de 40 % à 70 %. Les arcs dans l'anneau Adams sont assez semblables à l'arc dans l'anneau G de Saturne.
Les images de prise à la plus haute résolution révèlent que l’arc présente une répartition nettement « grumeleuse », où les amas observés sont généralement séparés par des interstices de , ce qui équivaut à le long de l'anneau. Étant donné qu'il ne fut pas possible de ramener l'étude de ces amas à celle de leurs éléments plus petits, ils pourraient éventuellement contenir des corps assez grands, mais sont sûrement associés à des concentrations de poussières microscopiques, comme en témoigne leur luminosité accrue lorsqu'ils sont rétro-éclairés par le Soleil.