天文学者たちは初めて、天王星の外側の二つの環、μ と ν のスペクトル組成を完全に分析した。このためにハワイのケック天文台、および宇宙望遠鏡ハッブルとジェームズ・ウェッブのデータが使用された。この研究により、環の化学組成を明らかにし、その外観の違いを説明することが可能になった。
環 μ と ν は極めて低い明るさであり、天王星の十四個の小さな衛星の軌道近くに位置している。これらの天体の直接的な研究は長い間困難であり、その多くの特性は不明のままであった。
以前、科学者たちは μ 環が青みがかった色合いを持ち、ν 環が赤みがかった外観を示すことを発見した。これは組成の違いを示唆していたが、正確な説明はなかった。新しい研究では、専門家たちが可視光および赤外線領域のデータを組み合わせ、両方の環の完全な反射スペクトルを得た。両方のスペクトルには共通の特徴、すなわち三マイクロン付近の吸収シグナルが存在する。
さらなる分析により、重要な違いが明らかになった。μ 環の特性は水の氷と一致する。一方、ν 環は主に岩石質の物質と、炭素を豊富に含む有機化合物の混合物から構成されている。
これらの環の物質の供給源も異なる。μ 環は、小さな衛星マブの表面から叩き出される粒子から形成される。この衛星の直径は約十二キロメートルである。これは、マブ自体が主に氷でできていることを意味する。ν 環は異なる方法で形成される。その物質は、現在直接観測されていないより大きな岩石質の天体同士の衝突によって生じる破片や塵である。
天王星の環は1977年、惑星が観測中の恒星の前を通過した際に初めて観測された。その後、ボイジャー2号とハッブル宇宙望遠鏡により、環のシステムは当初考えられていたよりも複雑であることが示された。μ 環と ν 環のより詳細な識別は2000年代初頭に始まった。最終的な全体像は、赤外線領域で観測を行うジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡のデータが追加されて初めてまとめられた。
μ 環の明るさは時間とともに変化する可能性があるが、この変動性の原因はまだ解明されていない。天王星のシステムの完全な理解のためには、将来の宇宙ミッションが必要になると思われる。