Titania, également appelé , est le plus grand satellite naturel d'Uranus et le huitième par sa masse du Système solaire. Découvert par William Herschel en 1787, il doit son nom à Titania, la reine des fées de la pièce de Shakespeare, Le Songe d'une nuit d'été. Son orbite autour d'Uranus est entièrement située au sein de la magnétosphère de la planète.
Titania est constitué de glace et de roche en quantités approximativement égales. Le satellite est probablement différencié en un noyau rocheux et un manteau glacé. Une couche d'eau liquide pourrait être présente à l'interface entre le noyau et le manteau. La surface de Titania, sombre et légèrement rouge, a été modelée à la fois par les impacts d'astéroïdes et de comètes, et par les processus endogènes. Elle est couverte de nombreux cratères d'impacts, certains atteignant jusqu'à de diamètre, mais est moins cratérisée que la surface d'Obéron, le grand satellite le plus externe du système uranien. Titania a probablement connu un épisode de resurfaçage endogène qui a recouvert les surfaces les plus anciennes très cratérisées. Par la suite, l'expansion de son intérieur a engendré sur la surface de Titania un réseau de canyons et d'escarpements de faille. À l'instar de toutes les lunes majeures d'Uranus, elle s'est probablement formée à partir du disque d'accrétion qui entourait Uranus juste après la formation de la planète.
Le système uranien n'a été étudié de près qu'une seule fois, par la sonde Voyager 2 en , qui a pris plusieurs images de Titania, permettant ainsi de cartographier environ 40 % de la surface de cette lune.
Découverte Titania est découvert par William Herschel le , le même jour qu'Obéron, la seconde plus grande lune d'Uranus... Herschel signale par la suite la découverte de quatre satellites supplémentaires., mais qui s'est révélée être une erreur d'observation.. Durant les cinquante années suivant leur découverte, Titania et Obéron ne seront observées par aucun autre astronome que Herschel., bien que ces satellites puissent être observés depuis la Terre avec un télescope amateur haut de gamme..
Dénomination Toutes les lunes d'Uranus sont nommées d'après des personnages des œuvres de William Shakespeare ou d'Alexander Pope. Le nom Titania est issu de Titania, la reine des fées dans Le Songe d'une nuit d'été.. Les noms des quatre satellites d'Uranus ont été suggérés par le fils de Herschel, John, en 1852, à la demande de William Lassell., qui, l'année précédente, avait découvert les deux autres lunes, Ariel et Umbriel..
Titania fut initialement désigné comme « le premier satellite d'Uranus » et, en 1848, reçut la désignation Uranus I par William Lassell., bien qu'il ait parfois utilisé la numérotation de William Herschel (où Titania et Obéron sont II et IV).. En 1851, Lassell attribua finalement aux quatre satellites connus des chiffres romains en fonction de leur éloignement de la planète et depuis Titania est appelé Uranus III..
Orbite Titania est en orbite autour d'Uranus à une distance d'environ . C'est le second plus éloigné des cinq grands satellites de la planèteLes cinq grands satellites d'Uranus sont Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Obéron.. L'excentricité et l'inclinaison par rapport à l'équateur d'Uranus de l'orbite de Titania sont faibles.. Titania est en rotation synchrone autour d'Uranus, c'est-à-dire que sa période orbitale et sa période de rotation ont la même durée, d'environ ; sa face en regard de la planète est donc toujours la même..
L'orbite de Titania est intégralement située au sein de la magnétosphère d'Uranus.. L'hémisphère arrière (c'est-à-dire opposé au mouvement orbital) des satellites dont l'orbite est entièrement située au sein de la magnétosphère de la planète est influencé par le plasma magnétosphérique qui est en rotation avec la planète.. Ce bombardement peut conduire à l'assombrissement des hémisphères arrière, comme c'est le cas pour toutes les lunes d'Uranus à l'exception d'Obéron.
L'axe de rotation d'Uranus étant très fortement incliné par rapport à son plan orbital, ses satellites, qui sont en orbite sur son plan équatorial, connaissent des cycles saisonniers extrêmes. Les pôles nord et sud de Titania ont des cycles de 42 ans d'éclairement continu, puis de nuit continue. Tous les 42 ans, lors des équinoxes d'Uranus, le plan équatorial de cette planète se confond avec celui de la Terre. Les lunes d'Uranus peuvent occasionner des occultations mutuelles. Ce phénomène s'est produit à plusieurs reprises en 2007 et 2008, notamment les et lorsque Titania a occulté Umbriel..
Caractéristiques physiques Composition et structure interne vignette|gauche|Cette image de Titania prise par Voyager 2 montre d'énormes rifts. Titania est la plus grande et la plus massive des lunes d'Uranus et la huitième plus massive du Système solaire après Triton (lui-même six fois plus massif que Titania)Les sept lunes plus massives que Titania sont Ganymède, Titan, Callisto, Io, la Lune, Europe et Triton. Source : (NASA).. La densité élevée de Titania (., bien supérieure à celle des satellites de Saturne par exemple), indique qu'il est constitué en proportions à peu près égales de glace d'eau et d'un matériau dense autre que la glace.. Ce matériau pourrait être composé de rochers et de matières carbonacées parmi lesquelles des composés organiques de masse élevée. Des observations spectroscopiques dans l'infrarouge menées entre 2001 et 2005 ont montré la présence de glace d'eau cristalline à la surface du satellite. Les raies d'absorption de la glace sont légèrement plus intenses sur l'hémisphère avant de Titania que sur son hémisphère arrière, soit le contraire de ce qui est observé sur Obéron où l'hémisphère arrière présente des traces d'eau plus importantes. La raison de cette asymétrie est inconnue, mais elle pourrait être due au bombardement par des particules chargées de la magnétosphère d'Uranus qui est plus important sur l'hémisphère arrière. Les particules énergétiques ont tendance à éroder la glace, à décomposer le méthane présent dans la glace sous forme d'hydrate de méthane et à assombrir les autres composés organiques, laissant un sombre résidu riche en carbone à la surface.
Le seul composé autre que l'eau identifié à la surface de Titania par spectroscopie infrarouge est le dioxyde de carbone qui est principalement concentré sur l'hémisphère arrière. L'origine du n'est pas complètement identifiée. Il pourrait être produit à la surface à partir de carbonates ou de composés organiques sous l'effet des radiations ultraviolettes du Soleil ou de particules chargées issues de la magnétosphère d'Uranus. Ce dernier processus pourrait expliquer l'asymétrie de sa distribution car l'atmosphère arrière est sujette à une influence plus importante de la magnétosphère que l'atmosphère avant. Une autre source possible est le dégazage du primordial piégé par la glace d'eau à l'intérieur de Titania. L'échappement du de l'intérieur pourrait être lié à l'activité géologique passée de la lune.
Titania pourrait être différencié en un noyau rocheux entouré d'un manteau glacé. Si tel est le cas, le rayon du noyau () serait d'environ 66 % celui du satellite, et sa masse d'environ 58 % celle du satellite, valeurs qui dépendent de la composition du satellite. La pression au centre de Titania est d'environ (). L'état physique du manteau de glace est inconnu. Si la glace contient assez d'ammoniac ou d'autres antigels, Titania pourrait posséder une couche océanique liquide à la frontière entre le noyau et le manteau. L'épaisseur de cet océan, s'il existe, serait inférieure à et sa température d'environ , soit -83 °C. Toutefois, la structure interne de Titania dépend fortement de son histoire thermique, qui est encore mal connue.
Géologie vignette|Les principales caractéristiques de la surface de Titania vignette|Messina Chasma—un grand canyon de Titania Parmi les grands satellites d'Uranus, la luminosité de Titania est intermédiaire entre les satellites plus sombres (Umbriel et Obéron) et les plus lumineux (Ariel et Miranda). Sa surface présente un fort effet d'opposition : sa réflectivité diminue de 35 % à un angle de phase de (albédo géométrique) à 25 % à un angle d'environ . L'albédo de Bond (également appelé albédo global ou albédo planétaire) de Titania est faible à 17 %. Sa surface est en général légèrement rouge, mais moins que celle d'Obéron.. Cependant, les jeunes dépôts d'impact sont légèrement bleus, tandis que les plaines situées sur l'hémisphère avant, près du cratère Ursula et le long de certains grabens sont plus rouges.. Les hémisphères arrière et avant sont asymétriques. : l'hémisphère avant est plus rouge que l'hémisphère arrière de 8 %La couleur est déterminée par le ratio des albédos vus à travers les filtres vert (0,52–) et violet (0,38–) de Voyager. Sources : Bell et al., 1991 & Buratti et al., 1991.. Cependant, la différence est liée aux plaines lisses et pourrait être due au hasard. La coloration rouge des surfaces pourrait être due au bombardement des surfaces de Titania par des particules chargées et des micrométéorites issues du milieu spatial sur des échelles de temps de l'ordre de l'âge du Système solaire. Cependant, il est plus probable que l'asymétrie de couleur de Titania soit due au dépôt de matériau rouge provenant des parties externes du système uranien (peut-être des satellites irréguliers) qui se serait principalement déposé sur l'hémisphère avant.
Les scientifiques ont identifié trois types de caractéristiques géologiques sur Titania : les cratères d'impact, les chasmata (canyons) et les rupes (escarpements de faille).. Les surfaces de Titania sont moins cratérisées que celles d'Obéron et Umbriel, ce qui est le signe qu'elles sont beaucoup plus jeunes. Le diamètre des cratères va de quelques kilomètres à pour le plus grand cratère connu nommé Gertrude.. Certains cratères (par exemple, Ursula et Jessica) sont entourés par des éjectas d'impact brillants (des rayons de glace relativement fraîche). Tous les grands cratères de Titania ont un fond plat et un piton central. La seule exception est Ursula qui a une dépression en son centre. À l'est de Gertrude se trouve une zone présentant une topographie irrégulière, appelée « bassin sans-nom » (unnamed basin en anglais), qui pourrait être un autre bassin d'impact très dégradé d'un diamètre de . Les planchers des plus grands cratères, Hamlet, Othello et Macbeth, sont composés de matériaux très sombres déposés après leur formation.
La surface de Titania est parcourue par un immense système de failles normales ou d'escarpements de faille. Dans certaines régions, deux failles parallèles sont le signe de distensions dans la croûte du satellite qui forment des grabens qui sont parfois appelés canyons.. Le plus grand canyon de Titania est Messina Chasma, d'une longueur de , qui s'étend de l'équateur presque jusqu'au pôle sud. Les grabens sur Titania ont une largeur de 20 à et une profondeur de 2 à . Les escarpements qui ne sont pas liés aux canyons sont appelés rupes, comme Rousillon Rupes près du cratère Ursula. Les régions le long des escarpements et près d'Ursula apparaissent lisses à la résolution de Voyager 2. Ces plaines lisses ont probablement connu un épisode de resurfaçage à une époque postérieure de l'histoire géologique de Titania, après que la majorité des cratères se sont formés. Le resurfaçage aurait pu être soit de nature endogène (éruption de matériau fluide provenant de l'intérieur par cryovolcanisme), soit être dû au recouvrement par des éjectas d'impact issus des grands cratères voisins. Les grabens sont probablement les caractéristiques géologiques les plus jeunes de Titania car ils traversent les cratères et certaines plaines lisses.