Uranus' ringer er tretten planetringer rundt iskjempen Uranus. De er mindre komplekse enn Saturns ringer, men mer komplekse enn Jupiters og Neptuns ringer. Ringene antas å være relativt unge – omkring 600 millioner år gamle. De er antagelig oppstått etter kollisjoner mellom to eller flere måner, som tidligere har kretset rundt Uranus. Partikler fra kollisjonene samlet seg i områder hvor de oppnådde maksimal stabilitet og ble optisk tette ringer.

Ni av ringene ble oppdaget 10. mars 1977 av James L. Elliot (1943–2011), Edward W. Dunham og Douglas J. Mink (f. 1951). I 1986 oppdaget romsonden Voyager 2 ytterligere to ringer. De to siste ble oppdaget på bilder tatt av Hubble-teleskopet i 2003 og 2005. Den tysk-engelske astronom William Herschel (1738–1822) rapporterte om ringer rundt Uranus i 1789, men dette betviles.

Ringsystemets radius er omkring  km. Den innerste 986U2R/ζ-ringen begynner omkring  km utenfor planeten, mens den ytterste μ-ringen avsluttes omkring 98 000 km utenfor planeten. 986U2R/ζ-ringen er omkring  km bred. Den nest innerste ζ-ringen er omkring  km bred; det samme gjelder dens forlengelse ζc. De to ytterste ringene ν og μ er henholdsvis  km og  km brede. De mellomliggende ringene er stort sett kun noen få kilometer brede. I tillegg kommer forlengelser av ringene i form av støvstriper som ikke former ringer.

Ringene er ekstremt mørke og stort sett ugjennomsiktige. De har en Bond-albedo på 2% eller mindre, og består sannsynligvis av is og mørke strålingsbehandlede organiske forbindelser.

De fleste ringene inneholder begrensede mengder støvpartikler og partikler med størrelser på 0,2–20 m i diameter. En del av ringene er optisk tynne; de brede og matte 1986U2R/ζ-, μ- og ν-ringene består av små støvpartikler. Den smalere og matte λ-ringen også inneholder større bestanddeler. Det relative fraværet av støv i ringsystemet kommer av aerodynamisk motstand fra Uranus' utvidete eksosfære – koronaen.

Mekanismene som holder de smale ringene på plass er lite forstått. Opprinnelig antok man at de smale ringene hadde et par nærliggende gjetermåner, som hjalp til med å holde dem sammen. I 1986 oppdaget Voyager 2 imidlertid bare oppdaget to gjetermåner – Cordelia og Ophelia – rundt den lyseste ringen (ε).

Oppdagelsen William Herschel hevdet å ha sett en ring rundt Uranus i 1789. Hans nedtegnelser sier: «Den 22. februar 1789: En ring kunne anes» Herschel tegnet et diagram over ringen, og noterte at den var «litt tilbøyelig mot det røde». Keck-observatoriet på Hawaii har bekreftet at så er tilfellet for ν-ringen. Herschels antegninger ble publisert i Royal Societys tidsskrift i 1797. I løpet av de neste to århundrene, mellom 1797 og 1977, nevnes ringene knapt noe sted. Dette skaper tvil om hvorvidt Herschel virkelig kunne ha sett noe slikt når hundretalls av andre astronomer ikke så noen ting. Det har dog blitt hevdet at Herschel ga en korrekt beskrivelse av ν-ringens størrelse i forhold til Uranus, hvordan den endres når Uranus ferdes rundt solen, og dens farge.

thumb|Animering av okkultasjon (klikk på bildet). Den endelige oppdagelsen ble gjort av astronomene James L. Elliot, Edward W. Dunham og Douglas J. Mink 10. mars 1977 ved hjelp av Kuiper Airborne Observatory gjennom serendipitet. De planla å bruke okkultasjonen mellom Uranus og stjernen SAO 158687 for å studere planetens atmosfære. Stjernen var kortvarig ute av syne i fem tilfeller, både før og etter at den ble formørket av planeten, og de konkluderte med at dette kom av fem smale ringer. De ga hver og en av de fem observerte okkultasjonene en betegnelse bestående av en gresk bokstav: α, β, γ, δ och ε. Siden da har samme system blitt brukt for å angi ringene. Senere fant de ytterligere fire ringer, en mellom β- och γ-ringene og tre innenfor α-ringen. Førstnevnte ble navngitt η-ringen, mens de øvrige tre ble angitt med sifrene 4, 5 og 6 – etter nummereringen av okkultasjonen i en artikkel. Dette var det andre ringsystemet som ble oppdaget i solsystemet, etter Saturns.

I 1986 fotograferte romsonden Voyager 2 ringene. To svakere ringer ble også oppdaget og antallet kjente ringer gikk da opp til elleve. Hubble-teleskopet oppdaget ytterligere to ringer fra 2003 til 2005, og det totale antallet er nå tretten. Gjennom oppdagelsen av disse tidligere ukjente ringene dobles radien som ringsystemet tidligere var antatt å ha. Hubble fotograferte også to små satellitter for første gang, hvorav en av dem, månen Mab, deler sin bane med den ytterste ringen.

Generelle egenskaper Per 2014 kjenner man tretten avgrensede ringer rundt Uranus. Etter økende avstand fra planeten kalles de 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν og μ. Ringene kan deles inn i tre grupper; ni smale hovedringer (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), to støvringer (1986U2R/ζ, λ) og to ytre ringer. Uranus' ringer består i hovedsak av makroskopiske partikler og bare litt støv, selv om det er kjent at 1986U2R/ζ-, η-, δ-, λ-, ν- og μ-ringene inneholder støv. Utover disse velkjente ringene, kan det være en rekke optisk tynne støvstriper og lyssvake ringer mellom dem. Disse lyssvake ringene og støvstripene kan bare ekistere i korte tidsperioder eller bestå av et antall separate buer, som i blant oppdages gjennom okkultasjon. En del av dem ble synlige under en serie av hendelser da ringplanene krysset hverandre i 2007. En rekke støvstriper mellom ringene har blitt observert i fremoverspredt geometri av Voyager 2. Alle av Uranus' ringer fremviser forskjeller i asimutal lysstyrke.

Ringene består av et ekstremt mørkt materiale. Den geometriske albedoen overstiger ikke 5–6 %, mens bondalbedoen bare er ca. 2 %. Ringene er rødaktige i ultrafiolett og i den synlige delen av spektrumet, mens de i det infrarøde er gråaktige. Ringene viser ingen identifiserbare spektrale særdrag. Deres kjemiske sammensetning er ikke kjent. Til forskjell fra Saturns ringer kan de dog ikke bestå utelukkende av vannis, da de er for mørke. De er til og med mørkere enn de indre av Uranus' måner. Dette indikerer at de antageligvis består av en blanding av is og mørkt materiale. Hva dette materialet er for noe er uklart, men det kan være organiske forbindelser som har blitt formørket av de ladete partiklene – det vil si enten subatomære partikler eller ioner – som utstråles fra Uranus' magnetosfære. Ringenes partikler kan bestå av samme materiale som de indre månene og opprinnelig lignet de trolig på hverandre, men partiklene har over tid endret seg betydelig.

I det hele skiller Uranus' ringer seg fra både de svake og tåkete ringene rundt Jupiter, såvel som de brede og komplekse ringene rundt Saturn, hvorav noen består av vannis og er svært lyse. Det finnes dog likheter med visse deler av Saturns ringsystem. Saturns F-ring og Uranus' ε-ring er begge smale, relativt mørke og har to gjetermåner hver. Uranus' ytre ringer ligner Saturns ytre G- og E-ringer. De smale ringene som finnes i de brede ringene rundt Saturn, ligner de smale ringene rundt Uranus. I tillegg ligner de støvstripene som er observert mellom Uranus' ringer de ringene som finnes rundt Jupiter. I kontrast til dette er Neptuns ringsystem relativt likt Uranus' ringsystem, selv om det er mindre komplekst, mørkere og inneholder mer støv. Neptuns ringsystem ligger også lengre fra planeten enn hva Uranus' ringer gjør.

De smale hovedringene ε-ringen thumb|Et nærbilde av Uranus' ε-ring. ε-ringen, epsilonringen, er den mest lyssterke og tetteste delen av ringene, og står for omkring to tredjedeler av lyset som reflekteres fra ringene. Selv om den er den av Uranus' ringer som avviker mest fra en perfekt sirkel, har den en ubetydelig inklinasjon. Det at ringens bane ikke er en perfekt sirkel gjør at lysstyrken varierer over tid. Den radielt sturkturerte lysstyrken fra ε-ringen er sterkest nær apsis og svakest nær periapsis.

Forholdet mellom den maksimale og minimale lysstyrken er ca. 2,5–3,0. Variasjonene henger sammen med variasjoner i ringens bredde, som er 19,7 km ved periapsis og 96,4 km ved apsis. Når ringene blir bredere, minker mengden skygge fra de øvrige partiklene og flere av dem blir synlige, noe som fører til et høyere intregrert reflektivitet. Forskjellen i bredde måles direkte fra bilder tatt av Voyager 2. Bare to av ringene kunne skilles ut fra bildene fra Voyagers kamera, og ε-ringen var en av dem. Dette indikerer at ringen ikke er optisk tynn. Faktum er at observasjoner av okkultasjonen både fra bakken og fra romsonden viser at dens normale optiske dybde varierer mellom 0,5 og 2,5, det høyeste nærmest periapsis. ε-ringens ekvivalente dybde er ca. 47 km og er konstant rundt banen.

thumb|left|Et nærbilde av (ovenfra og ned) δ,-, γ-, η-, β- og α-ringene. Den oppløste η-ringen viser den optisk tynne brede komponenten.

ε-ringens geometriske tykkelse er ikke eksakt kjent, men den er svært tynn – ifølge noen estimater bare 150 m. Likevel inneholder den flere lag med partikler. ε-ringen er et riktig så velfylt sted med en fyllfaktor nær apsis som er beregnet til, avhengig av kilde, å være mellom 0,008 og 0,06. Gjennomsnittstørrelsen på partiklene i ringen er 0,2–20,0 m, og det gjennomsnittlige mellomrommet mellom hver av partiklene er 4,5 ganger deres radie. Ringen har lite kosmisk støv, muligvis på grunn av luftmotstanden fra Uranus' vidstrakte atmosfæriske korona. Fordi den er så tynn, forsvinner ε-ringen når den iakttas rett forfra.

Under et eksperiment med radiookkultasjon oppdaget romsonden Voyager 2 et underlig signal fra ε-ringen. Signalet så ut til å være en skarp stigning i fremoverspredt lys med bølgelengden 3,6 cm nær ringens apsis. En slik skarp stigning av fremoverspredt lys krever at det finnes en sammenholdt struktur. At ε-ringen har en slik finstruktur har blitt bekreftet ved mange observasjoner av dens okkultasjon. ε-ringen synes å bestå av en rekke smale og optisk tette ringer, hvor enkelte av dem kan ha ufullstendige sirkelbuer.

To gjetermåner er kjent rund ε-ringen: en indre, Cordelia; og en ytre, Ophelia. Den indre kanten av ringen har en 24:25-resonans med Cordelia, og den ytre kanten har en 14:13-resonans med Ophelia. Månenes masser må være minst tre ganger ringens masse for å avgrense den effektivt. ε-ringens beregnes å være ca. 1016 kg.

δ-ringen thumb|Sammenligning av Uranus' ringer i fremoverspredt lys i 1986. δ-ringen, deltaringen, er sirkelformet og noe bøyd. Den fremviser et asimutalt avvik i den normale optiske dybden og bredden. Muligens skyldes dette en asimutal bølgelignende struktur, eksitert av en liten måne rett innenfor. Den skarpe, ytre kanten av δ-ringen er i en 23:22-resonans med gjetermånen Cordelia. δ-ringen har to bestanddeler: en smal del som er optisk tett, og en bred del med en internert aksel med en lav optisk dybde. Den smale delens bredde er 4,1–6,1 km og den ekvivalendte dybden er ca. 2,2 km. Det tilsvarer en normal optisk dybde på ca. 0,3–0,6. Ringens brede del er ca. 10–12 km bred og ca. 0,3 km dyp. Dette indikerer en lav normal optisk dybde på 3 × 10−2. Dette er bare kjent fra okkultasjoner, ettersom Voyager 2s bildeeksperiment mislyktes i å analysere δ-ringen. Da ringen ble observert i fremoverspredt geometri av Voyager 2, fremstod ringen som relativt lyssterk. Dette kan forklares med støv i den brede bestanddelen. Den brede delen er geometrisk tykkere enn den smale delen. Dette støttes av de observasjonene som ble gjort ved en serie av hendelser da ringenes plan krysset hverandre i 2007. Da økte δ-ringen i lysstyrke, noe som er i samsvar med det som forventes av en ring som samtidig er geometrisk bred og optisk tynn.

γ-ringen