Titania (/ti'ta.ni.a/), denumit și Uranus III, este cel mai mare dintre sateliții lui Uranus și al optuluea satelit ca mărime din Sistemul Solar cu un diametru de 1,578. Descoperit de William Herschel în 1787, poartă numele reginei zânelor din Visul unei nopți de vară de Shakespeare. Orbita sa se află în interiorul magnetosferei lui Uranus.
Titania constă din cantități aproximativ egale de gheață și rocă și este probabil diferențiată într-un nucleu de rocă și o manta de gheață. Un strat de apă lichidă poate fi prezent la limita nucleu-manta. Suprafața sa, care este relativ închisă și ușor roșie la culoare, pare să fi fost modelată atât de impacturi, cât și de procese endogene. Este acoperit cu numeroase cratere care ajung până la în diametru, dar este mai puțin craterizat decât Oberon, cel mai exterior dintre cei cinci sateliți mari ai lui Uranus. Este posibil să fi suferit un eveniment de refacere endogenă timpurie care i-a șters suprafața mai veche, puternic craterată. Suprafața sa este tăiată de un sistem de canioane și escarpe enorme, rezultat al expansiunii interiorului său în etapele ulterioare ale evoluției sale. Ca toți sateliții majori ai lui Uranus, Titania s-a format probabil dintr-un disc de acreție care a înconjurat planeta imediat după formarea sa.
Spectroscopia în infraroșu efectuată între 2001 și 2005 a dezvăluit prezența gheții, precum și a dioxidului de carbon înghețat pe suprafața Titaniei, sugerând că ar putea avea o atmosferă de dioxid de carbon slabă, cu o presiune la suprafață de aproximativ 10 nanopascali (10-13bar). Măsurătorile în timpul ocultării unei stele de către Titania pun o limită superioară a presiunii de suprafață a oricărei atmosfere posibile la 1-2 mPa (10-20 nbar).
Sistemul uranian a fost studiat de aproape o singură dată, de către sonda spațială Voyager 2, în ianuarie 1986. A făcut mai multe imagini ale Titaniei, ceea ce a permis cartografierea a aproximativ 40% din suprafața sa.
Descoperire și numire Titania a fost descoperită de William Herschel pe 11 ianuarie 1787, în aceeași zi în care a descoperit al doilea satelit ca mărime al lui Uranus, Oberon. Mai târziu, el a raportat descoperirile a încă patru sateliți, deși au fost ulterior dezvăluiți ca falși. Pentru aproape următorii 50 de ani, Titania și Oberon nu vor fi observați de niciun alt instrument decât cel al lui William Herschel, deși satelitul poate fi văzută de pe Pământ cu un telescop de amatori de ultimă generație din zilele noastre. legătură=https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/44/Titania_Earth_Moon_Comparison.png/250px-Titania_Earth_Moon_Comparison.png|stanga|miniatura|250x250px|Comparația dimensiunilor Pământului, Lunii și Titaniei. Toți sateliții lui Uranus sunt numiți după personaje create de William Shakespeare sau Alexander Pope. Numele Titania a fost luat de la Regina Zânelor din Visul unei nopți de vară. Numele tuturor celor patru sateliți ai lui Uranus cunoscuți atunci au fost sugerate de fiul lui Herschel, John, în 1852, la cererea lui William Lassell, care descoperise ceilalți doi sateliți, Ariel și Umbriel, cu un an înainte.
Titania a fost denumită inițial „primul satelit al lui Uranus”, iar în 1848 a primit denumirea de de la William Lassell, deși a folosit uneori numerotarea lui William Herschel (unde Titania și Oberon sunt II și IV). În 1851 Lassell a numerotat în cele din urmă toți cei patru sateliți cunoscuți în ordinea distanței lor de la planetă cu cifre romane, iar de atunci Titania a fost desemnată .
Numele personajului lui Shakespeare se pronunță , dar satelitul este adesea pronunțat /ti'ta.ni.a/, prin analogie cu elementul chimic familiar titan. Forma adjectival, Titanian, este omonimă cu cea a satelitului lui Saturn Titan. Numele Titania este greaca veche pentru „Fiica Titanilor”.
Orbită Titania orbitează în jurul lui Uranus la o distanță de aproximativ , fiind al doilea cel mai îndepărtat de planetă dintre cei cinci sateliți majori după Oberon. Orbita Titaniei are o excentricitate mică și este înclinată foarte puțin față de ecuatorul lui Uranus. Perioada sa orbitală este de aproximativ 8,7 zile, care coincide cu perioada sa de rotație. Cu alte cuvinte, Titania este un satelit sincron, cu o singură față îndreptată mereu către planetă.
Orbita Titaniei se află complet în interiorul magnetosferei uraniene. Acest lucru este important, deoarece emisferele posterioare ale sateliților care orbitează în interiorul unei magnetosfere sunt lovite de plasmă magnetosferică, care se rotește împreună cu planeta. Acest bombardament poate duce la întunecarea emisferelor posterioare, care este de fapt observată pentru toți sateliții uranieni, cu excepția lui Oberon (vezi mai jos).
Deoarece Uranus orbitează Soarele aproape pe o parte, iar sateliții săi orbitează în planul ecuatorial al planetei, ei (inclusiv Titania) sunt supuși unui ciclu sezonier extrem. Atât polul nordic, cât și cel sudic petrec 42 de ani într-un întuneric complet și alți 42 de ani în lumina soarelui continuă, cu soarele răsărind aproape de zenit peste unul dintre poli la fiecare solstițiu. Zborul Voyager 2 a coincis cu solstițiul de vară din 1986 în emisfera sudică, când aproape toată emisfera sudică a fost iluminată. O dată la 42 de ani, când Uranus are un echinocțiu și planul său ecuatorial intersectează Pământul, devin posibile ocultări reciproce ale sateliților lui Uranus. În 2007–2008 au fost observate o serie de astfel de evenimente, inclusiv două ocultări ale Titaniei de către Umbriel pe 15 august și 8 decembrie 2007.
Compoziție și structură internă legătură=https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4e/PIA00039_Titania.jpg/220px-PIA00039_Titania.jpg|alt=A round spherical body with its left half illuminated. The surface has a mottled appearance with bright patches among relatively dark terrain. The terminator is slightly to the right from the center and runs from the top to bottom. A large crater with a central pit can be seen at the terminator in the upper half of the image. Another bright crater can be seen at the bottom intersected by a canyon. The second large canyon runs from the darkness at the lower-right side to visible center of the body.|stanga|miniatura|Imaginea cu cea mai înaltă rezoluție a lui Voyager 2 a Titaniei arată câmpii moderat craterizate, fisuri enorme și escarpe lungi. Aproape de fund, o regiune de câmpii mai netede, inclusiv craterul Ursula, este divizată de grabenul Belmont Chasma. Titania este cel mai mare și mai masiv satelit uranian și al optulea cel mai masiv satelit din Sistemul Solar. Densitatea sa de 1,71 g/cm3, care este mult mai mare decât densitatea tipică a sateliților lui Saturn, indică faptul că este format din proporții aproximativ egale de gheață și componente dense non-gheață; acesta din urmă ar putea fi făcută din rocă și material carbonic, inclusiv compuși organici grei. Prezența gheții este susținută de observațiile spectroscopice în infraroșu făcute în 2001–2005, care au relevat gheață cristalină pe suprafața satelitului. Benzile de absorbție a gheții sunt puțin mai puternice pe emisfera anterioară a Titaniei decât pe emisfera posterioară. Acesta este opusul a ceea ce se observă pe Oberon, unde emisfera posterioară prezintă semne mai puternice de gheață. Cauza acestei asimetrii nu este cunoscută, dar poate fi legată de bombardarea cu particule încărcate din magnetosfera lui Uranus, care este mai puternică în emisfera posterioară (datorită co-rotației plasmei). Particulele energetice tind să pulverizeze gheață de apă, să descompună metanul prins în gheață sub formă de hidrat de clatrat și să întunece alte substanțe organice, lăsând în urmă un reziduu întunecat, bogat în carbon.
Cu excepția apei, singurul alt compus identificat pe suprafața Titaniei prin spectroscopie în infraroșu este dioxidul de carbon, care este concentrat în principal pe emisfera posterioară. Originea dioxidului de carbon nu este complet clară. Poate fi produs local din carbonați sau materiale organice sub influența radiației ultraviolete solare sau a particulelor încărcate energetic care provin din magnetosfera lui Uranus. Acest proces din urmă ar explica asimetria în distribuția sa, deoarece emisfera posterioară este supusă unei influențe magnetosferice mai intense decât emisfera anterioară. O altă sursă posibilă este degazarea de CO2 primordial prins de gheață în interiorul Titaniei. Scăparea de CO 2 din interior poate fi legată de activitatea geologică trecută pe acest satelit.
Titania poate fi diferențiată într-un nucleu de înconjurat de o manta de gheață. Dacă acesta este cazul, raza nucleului de este aproximativ 66% din raza satelitului, iar masa sa aproximativ 58% din masa satelitului - proporțiile sunt dictate de compoziția satelitului. Presiunea din centrul Titaniei este de aproximativ 0,58 GPa (5,8 kbar). Starea actuală a mantalei de gheață este neclară. Dacă gheața conține suficient amoniac sau alt antigel, Titania poate avea un ocean subteran la limita nucleu-manta. Grosimea acestui ocean, dacă există, este de până la și temperatura sa este în jur de 190 K (aproape de temperatura eutectică apă-amoniac de 176 K). Cu toate acestea, structura internă actuală a Titaniei depinde în mare măsură de istoria sa termică, care este puțin cunoscută.
Forme de relief legătură=https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/ea/Titania_%28moon%29_labeled.jpg/220px-Titania_%28moon%29_labeled.jpg|miniatura|Titania cu unele forme de relief etichetate. Polul sud este situat aproape de craterul luminos neetichetat de mai jos și din stânga craterului Jessica. Dintre sateliții lui Uranus, Titania este intermediară ca luminozitate între întunecații Oberon și Umbriel și strălucitorii Ariel și Miranda. Suprafața sa prezintă un val de opoziție: reflectivitatea sa scade de la 35% la un unghi de fază de 0° (albedo geometric) la 25% la un unghi de aproximativ 1°. Titania are un albedo Bond relativ scăzut de aproximativ 17%. Suprafața sa este în general ușor roșie, dar mai puțin roșie decât cea a lui Oberon. Cu toate acestea, depozitele proaspete de impact sunt mai albastre, în timp ce câmpiile netede situate în emisfera posterioară lângă craterul Ursula și de-a lungul unor grabene sunt oarecum mai roșii. Poate exista o asimetrie între emisfera anterioară și cea posterioară; prima pare a fi mai roșie decât cea din urmă cu 8%. Cu toate acestea, această diferență este legată de câmpiile netede și poate fi accidentală. Înroșirea suprafețelor rezultă probabil din intemperii spațiale cauzate de bombardamentele cu particule încărcate și micrometeoriți peste vârsta Sistemului Solar. Cu toate acestea, asimetria de culoare a Titaniei este mai probabil legată de acumularea unui material roșcat provenit din părțile exterioare ale sistemului uranian, posibil, de la sateliți neregulați, care ar fi depuse predominant pe emisfera anterioară.
Oamenii de știință au recunoscut trei clase de forme de relief pe Titania: cratere, chasmata (canioane) și rupes (scarpe). Suprafața Titaniei este mai puțin craterizată decât suprafețele lui Oberon sau Umbriel, ceea ce înseamnă că suprafața este mult mai tânără. Diametrele craterelor ajung la 326 kilometri pentru cel mai mare crater cunoscut, Gertrude (poate fi și un bazin degradat de aproximativ aceeași dimensiune). Unele cratere (de exemplu, Ursula și Jessica) sunt înconjurate de resturi de impact strălucitoare (raze) constând din gheață relativ proaspătă. Toate craterele mari de pe Titania au podele plate și vârfuri centrale. Singura excepție este Ursula, care are o groapă în centru. La vest de Gertrude se află o zonă cu topografie neregulată, așa-numitul „bazin fără nume”, care poate fi un alt bazin de impact foarte degradat, cu diametrul de aproximativ .