Titania é a lúa máis grande e masiva das lúas de Urano, e é a oitava lúa máis masiva do Sistema Solar. Foi descuberta por William Herschel no ano 1787, Titania recibiría o nome da raíña das fadas que aparece na obra de William Shakespeare, A Midsummer Night's Dream. A súa órbita descansa dentro da magnetosfera de Urano.
Titania está composta de proporcións equitativas de xeo de auga e compoñentes rochosos, e é posible que teña un núcleo e un manto xeado diferenciados. Tamén podería ter unha capa de auga líquida entre o núcleo e o manto. A superficie de Titania, a cal é relativamente escura e tinguida de vermello, aparece marcada polos impactos e procesos endóxenos. Está cuberta por numerosos cráteres de impacto, chegando algún deles a ter 326 km de diámetro, pero con todo está menos craterizado có satélite máis externo de Urano, Oberón. Titania probablemente sufriu un proceso de remodelación da súa antiga superficie máis craterizada cá actual, está remodelación tivo lugar nas primeiras etapas da evolución da lúa. A superficie de Titania está cortada por grandes canons e escarpas, resultado da expansión do seu interior durante etapas posteriores á remodelación da superficie da lúa. Coma case tódalas lúas de Urano, Titania formouse probablemente nun disco de acrección que rodeaba o planeta xusto despois da formación deste.
A presenza de xeo de auga e dióxido de carbono na superficie de Titania foi referendada polas obsevacións do espectro infravermello feitas no 2001-2005, as cales revelan a existencia de xeo de auga cristalino na superficie da lúa, estas observacións suxiren que a lúa podería posuír unha atmosfera de dióxido de carbono moi tenue, cunha presión de 10 pbar. As medicións durante unha ocultación de Titania por parte dunha estrela revelaron que non podía existir unha atmosfera por riba dunha presión superficial de 10–20 nanobars.
Ata o 2009, Titania, só puido ser estudada de preto pola sonda espacial Voyager 2, a cal fotografou a lúa durante o sobrevoo de Urano en xaneiro do 1986. Tomou bastantes imaxes de Titania, as cales permitiron facer un mapa do 40 % da superficie da lúa.
Descubrimento e nomeamento Titania foi descuberta por William Herschel o 11 de xaneiro de 1787, o mesmo día que descubriu a segunda lúa máis grande de Urano, Oberón. Máis tarde informaría do descubrimento doutros catro satélites máis, aínda que hoxe en día pensase que estes catro satélites seguramente foran falsos. Durante os seguintes cincuenta anos, Titania e Oberón non puideron ser vistas por outros instrumentos que non fosen os de William Herschel, aínda que hoxe en día a lúa pode ser vista dende a Terra cun bo telescopio afeccionado.
Tódalas lúas de Urano teñen nomes das personaxes das obras de William Shakespeare ou Alexander Pope. O nome de Titania foi tomado da raíña das fadas que aparece na obra de William Shakespeare, A Midsummer Night's Dream. Os nomes dos outros catro grandes satélites de Urano foron suxeridos por John Herschel (fillo de William Herschel) en 1852 a petición de Lassell, quen descubrira outras dúas lúas de Urano, Ariel e Umbriel, o ano anterior.
Titania foi inicialmente considerada coma "o primeiro satélite de Urano", e en 1848 recibiu a designación de Urano I por parte de William Lassell, aínda que algunhas veces usaba a numeración de William Herschel (onde Titania e Oberón eran o II e o IV, respectivamente). No ano 1851, Lassell fixo unha numeración con números romanos das lúas baseándose na distancia respecto de Urano, e dende entón Titania é designada coma Urano III.
Órbita
Titania orbita Urano unha distancia duns 436.000 km, sendo a segunda lúa máis afastada de Urano entre as cinco grandes lúas do planeta. A órbita de Titania ten unha excentricidade pequena e a súa inclinación respecto do ecuador de Urano é moi pequena. O seu período orbital rolda os 8,7 días, o cal coincide co seu período rotacional; noutras palabras, Titania ten unha órbita sincrónica, cunha das súas cara apuntando permanentemente cara ó planeta.
A órbita de Titania descansa complemente dentro da magnetosfera de Urano. Isto é importante, xa que os satélites orbitando dentro dunha magnetosfera son golpeados polo plasma magnetosférico, o cal rota solidariamente co planeta. Este bombardeo posiblemente conduza a un escurecemento dos hemisferios alcanzados polo plasma nos satélites que se encontren nesta situación, este fenómeno de escurecemento foi observado en tódalas grandes lúas de Urano excepto Oberón.
Coma Urano orbita ó redor do Sol de lado, e as súas lúas orbitan ó redor do plano ecuatorial do planeta, estas pois están (incluíndo a Titania) suxeitas a un ciclo estacional extremo. Ámbolos dous hemisferios (tanto sur coma norte) están 42 anos na escuridade e outros 42 anos recibindo a luz do sol. Cada 42 anos, cando Urano está no equinoccio e o seu plano ecuatorial cruza coa Terra, fai nese intre posible a ocultación mutua entre as lúas de Urano. No 2007–2008 ocorreron varios eventos desa índole, incluíndo dúas ocultacións de Titania por parte de Umbriel o 15 de agosto 15 e o 8 de decembro de 2007, así coma de Ariel por parte de Umbriel o 19 de agosto do 2007.
Composición e estrutura interna miniatura|esquerda|Imaxe tomada pola Voyager 2, na cal se poden apreci-los profundos canons de Titania.
Titania e a lúa máis grande e masiva das lúas de Urano, e é a oitava lúa máis masiva do Sistema Solar. a súa densidade é de 1,71 g/cm3, a cal é moito máis alta ca densidade típica dos satélites de Saturno, indicando que debería ter proporcións equitativas de xeo de auga e compoñentes rochosos; este segundo grupo, as rochas, poderían incluír, a parte das propias rochas, compostos orgánicos. A presenza de auga esta referendada polas obsevacións do espectro infravermello feitas no 2001-2005, as cales revelan a existencia de xeo de auga cristalino na superficie da lúa. A banda de absorción do xeo de auga é máis forte no hemisferio de vangarda que no hemisferio de "retagarda", en oposición o que foi observado en Oberón, o cal exhibe unhas liñas de absorción do xeo de auga máis fortes no hemisferio de retagarda. A causa desta asimetría é descoñecida, pero seguramente esta relacionada co bombardeo de partículas cargadas de enerxía procedentes da magnetosfera de Urano, o cal é moito máis intenso no hemisferio de retagarda, debido á rotación solidaria do plasma da magnetosfera de Urano coa rotación do propio planeta. As partículas cargadas de enerxía tende a pulveriza-lo xeo de auga e descompoñe-los materiais orgánicos, tinguindo de negro os materiais con carbono.
A parte da auga, só se puido identificar outro composto na superficie de Titania usando a espectroscopia infravermella, este composto é o dióxido de carbono, o cal está concentrado no hemisferio de retagarda. Outros posibles candidatos a constitui-los materiais escuros da superficie serían as rochas, varios tipos de sales e diversos compostos orgánicos. A orixe do dióxido de carbono non está completamente aclarada. Podería estar producido localmente polos carbonatos ou polos materiais orgánicos que están baixo o bombardeo das partículas cargadas de enerxía procedentes da magnetosfera de Urano ou da radiación ultravioleta procedente do Sol. O primeiro fenómeno explicaría a asimetría da distribución deste composto na superficie da lúa, xa que o hemisferio de retagarda recibe máis bombardeo de partículas co hemisferio de vangarda. Outra posibilidade é a desgasificación do CO2 primordial atrapado nos xeos de Titania. A fuga de CO2 do interior da lúa podería estar relacionado coa actividade xeolóxica pasada da lúa.
Titania podería ter un núcleo e un manto diferenciados. Neste caso, o radio do núcleo sería (520 km) do redor do 66% do radio da lúa, e cunha masa que sería o 58% da masa total da lúa —os parámetros están baseados na composición da lúa. A presión no centro de Titania está ó redor de 0,58 GPa (5,8 kbar). O estado actual do manto de xeo é pouco coñecido. Se o xeo contén suficiente amoníaco ou outros compostos con propiedades anticonxelantes, entón Titania podería ter un océano líquido entre o manto e o núcleo. Este delgado océano, se existise, tería un ancho máximo de 50 km e tería unha temperatura de 190 K. Hai que dicir que a presente estrutura interna da lúa depende en gran medida do seu historial termal, o cal é pouco coñecido.
A súa superficie e os seus accidentes xeolóxicos miniatura|Mapa de Titania cos nomes dos seus accidente xeolóxicos máis importantes. miniatura|120px|Messina Chasma, o gran canon de Titania.
Véxase tamén o artigo: Lista dos accidentes xeolóxicos da lúas de Urano.
Entre as grandes lúas de Urano, Titania posúe un brillo intermedio entre o baixo brillo de Oberón e Umbriel, e o alto albedo de Ariel e Miranda. A superficie da lúa amosa un marcado efecto de oposición: a súa refractividade decrece dende o 36% nun ángulo de fase de 0° (albedo xeométrico) ó 25% nun ángulo do redor 1°. Titania ten un albedo de bond relativamente baixo, ó redor do 17%. A súa superficie tínguese suavemente cara ó vermello. Por outra banda, os depósitos procedentes dos impactos máis novos son máis azuis, mentres cás planicies situadas no hemisferio de vangarda preto do cráter Úrsula e o longo dalgúns grabens tiran máis ó vermello. Isto podería estar debido a asimetría entre o hemisferio de retagarda e o hemisferio de vangarda, o primeiro sería máis vermello có segundo nun 8%. Con todo, a diferenza de cor é relativa a estas planicies e podería ser accidental. O tinguido de vermello das superficies podería estar debido ó bombardeo por parte de partículas cargadas de enerxía e micrometeoritos ó longo de toda a existencia do Sistema Solar.
Os científicos déronlle recoñecemento oficial a tres tipos de accidentes xeolóxicos en Titania: cráteres, chasmata (canóns) e rupes (escarpas). A superficie de Titania está menos craterizada cás superficies de Oberón ou Umbriel, o cal significa que é moito máis nova. O diámetro do cráteres van dun rango duns cantos kms a chegar a acada-los 326 quilómetros que ten o cráter máis grande, Xertrude. Algúns cráteres (por exemplo, Úrsula e Jessica) están rodeados dun brillante sistema de raios consisten nun depósito de xeos relativamente fresco, procedentes estes depósitos do material expelido durante o impacto. Tódolos grandes cráteres de Titania teñen unha planicie no seu interior cun pico central. A excepción de Úrsula, o cal ten unha fosa no centro. Ó oeste de Xertrude existe unha área de topografía irregular chamada a chaira sen nome, a cal podería ser outro gran cráter moi degradado xa, duns 330 km de diámetro.
esquerda|miniatura|300px|Diagrama explicativo da aparición dos graben e horst. A superficie de Titania está cruzada por sistemas de enormes fallas ou escarpas. Nalgúns lugares dúas escarpas paralelas forman grabens, ou tamén chamados canons. O canon máis importante de Titania é Messina Chasma, a cal ten máis de 1500 km de longo e vai dende o ecuador ó polo sur da lúa. Os grabens en Titania teñen un ancho de 20–50 km e entre dous e cinco km de profundidade. As escarpas que non teñen relacións con canons son chamadas rupes, comas as Rousillon Rupes preto do cráter Úrsula. As rexións ó longo dalgunhas escarpas e preto de Úrsula amósanse cun relevo suave nas fotografías tomadas polas Voyager. Estas chairas son probablemente o resultado dun remodelado da superficie de Titania nun pasado recente, posterior este proceso á formación da meirande parte dos cráteres existentes na lúas. O proceso de remodelado podería ser de carácter endóxeno, incluíndo posibles erupcións baseadas no criovulcanismo, ou quizais a achega de materiais procedería do material expelido dos grandes cráteres de impacto. Os grabens son probablemente os accidentes xeolóxicos máis recentes da lúa, xa que cortan moitos cráteres e moitas chairas de relevo suave.