Titania è la più grande delle lune di Urano e, con un diametro di , l'ottava del sistema solare. Scoperta da William Herschel nel 1787, Titania prende il nome dalla Regina delle Fate in Sogno di una notte di mezza estate di Shakespeare.
Titania è costituita da ghiaccio e roccia in misura all'incirca uguale, ed è probabilmente differenziata in un nucleo di roccia e un mantello di ghiaccio. Uno strato di acqua liquida potrebbe essere presente al confine tra nucleo e mantello. La superficie di Titania (piuttosto scura e leggermente rossa) sembra essere stata modellata sia da impatti che da processi endogeni. È coperta da numerosi crateri da impatto che raggiungono i 326 km di diametro, ma in misura minore rispetto alla superficie della luna più esterna di Urano, Oberon. Titania probabilmente ha subito un precoce evento di ripavimentazione endogena che ha modificato la sua vecchia superficie molto craterizzata. La superficie di Titania è attraversata da un sistema di enormi canyon e scarpate, come risultato dell'espansione del suo interno durante le ultime fasi della sua evoluzione. Come tutte le lune maggiori di Urano, Titania si è probabilmente formata da un disco di accrescimento che circondava il pianeta poco dopo la sua formazione.
La spettroscopia agli infrarossi condotta dal 2001 al 2005 ha rivelato la presenza di ghiaccio d'acqua e di anidride carbonica ghiacciata sulla superficie di Titania, il che indica che la luna potrebbe possedere una tenue atmosfera di anidride carbonica con una pressione superficiale di circa un decitrilionesimo di bar. Misurazioni della pressione superficiale durante l'occultazione di una stella da parte di Titania hanno stabilito un limite superiore di 10-20 nbar.
A tuttora il sistema di Urano è stato studiato da vicino una sola volta, dalla sonda Voyager 2 nel gennaio 1986. Ci sono volute diverse immagini di Titania per ottenere la mappatura del 40% circa della sua superficie.
Scoperta Titania fu scoperta da William Herschel l'11 gennaio 1787, lo stesso giorno in cui scoprì Oberon, la seconda luna di Urano in ordine di grandezza. In seguito egli annunciò la scoperta di altri quattro satelliti, annuncio rivelatosi in seguito non veritiero. Per quasi cinquant'anni dopo la loro scoperta, Titania e Oberon non vennero osservate da nessun altro strumento oltre a quello di William Herschel, anche se sarebbe stato sufficiente un buon telescopio amatoriale dei nostri giorni.
Tutti i satelliti di Urano prendono il nome da personaggi creati da William Shakespeare o da Alexander Pope. Il nome Titania si riferisce alla Regina delle Fate nel Sogno di una notte di mezza estate. I nomi di tutti i quattro satelliti di Urano fino ad allora conosciuti furono suggeriti nel 1852 dal figlio di Herschel, John, su richiesta di William Lassell, che l'anno prima aveva scoperto le altre due lune, Ariel e Umbriel.
Titania venne inizialmente indicata come "il primo satellite di Urano"; nel 1851 William Lassell designò con numeri romani tutti e quattro i satelliti in ordine di distanza dal pianeta, e da allora Titania è conosciuta anche come Urano III. Il nome Titania è di origine greca antica e significa "Figlia dei Titani".
Orbita Titania orbita intorno ad Urano a una distanza di circa ed è, tra le sue cinque lune principali, la seconda più lontana dal pianeta.Le cinque lune maggiori sono: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon. L'orbita di Titania è poco eccentrica e pochissimo inclinata rispetto all'equatore di Urano. Il suo periodo orbitale è di 8,7 giorni circa, e coincide con il suo periodo di rotazione. In altre parole, Titania è un satellite in rotazione sincrona, con un lato sempre rivolto verso il pianeta.
L'orbita di Titania si trova completamente all'interno della magnetosfera di Urano. Ciò è importante, perché gli emisferi di coda dei satelliti in orbita all'interno di una magnetosfera vengono colpiti dal plasma della magnetosfera, che è in rotazione con il pianeta. Questo bombardamento può comportare l'oscuramento degli emisferi di coda, fatto che si verifica per tutte le lune di Urano, ad eccezione di Oberon (vedi sotto).
Poiché Urano orbita intorno al Sole quasi su un fianco, e le sue lune orbitano nel piano equatoriale del pianeta, esse (tra cui Titania) sono soggette ad un ciclo stagionale estremo. Entrambi i poli trascorrono 42 anni in un buio completo, e altri 42 anni alla luce solare continua, con il Sole che sorge vicino allo zenit su uno dei poli ad ogni solstizio. Il sorvolo ravvicinato di Voyager 2 coincise con il solstizio d'estate dell'emisfero meridionale nel 1986, quando quasi tutto l'emisfero settentrionale non era illuminato. Una volta ogni 42 anni, quando Urano ha un equinozio e il suo piano equatoriale interseca la Terra, diventano possibili mutue occultazioni dei satelliti di Urano. Nel 2007-2008 furono osservati alcuni eventi di questo tipo, tra cui due occultazioni di Titania da parte di Umbriel, il 15 agosto e l'8 dicembre 2007.
Composizione e struttura interna
Titania è la luna più grande e più massiva di Urano, l'ottava luna del Sistema Solare per massa.Le sette lune più massive di Titania sono: Ganimede, Titano, Callisto, Io, la Luna terrestre, Europa e Tritone. La sua densità di 1,71 g/cm³, molto superiore alla densità media dei satelliti di Saturno, indica che è composta in proporzioni quasi uguali di ghiaccio d'acqua e di dense componenti non di ghiaccio; queste ultime potrebbero essere roccia e materiale carbonioso, tra cui composti organici pesanti. La presenza di ghiaccio d'acqua cristallino sulla superficie della luna è supportata da osservazioni spettroscopiche a raggi infrarossi fatte nel 2001-2005. Le bande di assorbimento del ghiaccio d'acqua sono un po' più forti sull'emisfero di testa che sull'emisfero di coda, il contrario di ciò che si osserva su Oberon, dove l'emisfero di coda presenta maggiori evidenze di ghiaccio d'acqua. La causa di questa asimmetria non è conosciuta, ma potrebbe essere correlata al bombardamento di particelle cariche della magnetosfera di Urano, che è più intenso nell'emisfero di coda (a causa della co-rotazione del plasma). Le particelle energetiche tendono a erodere il ghiaccio, a decomporre il metano intrappolato nel ghiaccio sotto forma di idrato clatrato e a scurire altri composti organici, lasciandosi dietro un residuo scuro ricco di carbonio.
A parte l'acqua, l'unico altro composto identificato sulla superficie di Titania mediante spettroscopia infrarossa è l'anidride carbonica (CO2), concentrata principalmente nell'emisfero di coda. L'origine del biossido di carbonio non è completamente chiara. Potrebbe essere prodotta localmente da carbonati o materiali organici sotto l'influenza della radiazione ultravioletta solare o delle particelle cariche provenienti dalla magnetosfera di Urano. Quest'ultimo processo spiegherebbe l'asimmetria nella sua distribuzione, poiché l'emisfero di coda è soggetto a una più intensa influenza magnetosferica rispetto a quello di testa. Un'altra fonte possibile è il degassamento del CO2 primordiale intrappolato dal ghiaccio d'acqua all'interno di Titania. La fuga di CO2 dall'interno potrebbe essere correlata alla passata attività geologica su questa luna.
Titania potrebbe essere differenziata in un nucleo roccioso circondato da un mantello di ghiaccio. Se questo è il caso, il raggio del nucleo di 520 km è circa il 66% del raggio della luna, e la sua massa è circa il 58% della massa totale; le proporzioni sono dettate dalla composizione della luna. La pressione al centro di Titania è di circa 0,58 GPa (5,8 kbar). L'attuale stato del manto ghiacciato non è chiaro. Se il ghiaccio contenesse sufficiente ammoniaca o altro antigelo, Titania potrebbe possedere uno strato di oceano liquido al confine nucleo-mantello. Lo spessore di questo oceano, ammesso che esista, può arrivare fino a 50 chilometri e la sua temperatura è di 190 K circa. C'è da notare tuttavia che la struttura interna di Titania dipende in larga misura dalla sua storia termica, che attualmente è poco conosciuta.
Nel 2023 la NASA ha annunciato che un gruppo di ricerca ha rianalizzato i dati della Voyager 2 e li ha messi a confronto con quelli di missioni successive attorno ad altri giganti gassosi, come la sonda Galileo, la New Horizons e la Cassini, giungendo alla conclusione che ci sono buone possibilità che le quattro maggiori lune di Urano ospitino un oceano di acqua liquida sotto la superficie. Titania, essendo la luna più massiccia è quella che probabilmente ha trattenuto maggiormente il calore interno e di conseguenza l'eventuale oceano sottostante viene ritenuto il luogo potenzialmente più abitabile del sistema uraniano.
Caratteristiche della superficie
Tra le lune di Urano, Titania è di luminosità intermedia tra gli oscuri Oberon e Umbriel e i luminosi Ariel e Miranda. La sua superficie si presenta con un forte effetto di opposizione: il suo potere riflettente diminuisce dal 35% ad un angolo di fase di 0° (albedo geometrica) al 25% ad un angolo di circa 1°. Titania ha un'albedo di Bond piuttosto bassa, circa il 17%. La sua superficie è per lo più rossastra, meno comunque rispetto a quella di Oberon. Tuttavia, i più recenti depositi da impatto danno maggiormente sul blu, mentre le pianure lisce situate nell'emisfero di testa vicino al cratere Ursula e lungo alcuni graben sono un po' più rosse. Potrebbe esserci un'asimmetria cromatica tra gli emisferi di testa e di coda: il primo sembra essere più rosso del secondo dell'8%.Il colore è determinato dal rapporto tra le albedo osservate attraverso il verde (0.52–0.59 µm) e il violetto (0.38–0.45 µm) dei filtri di Voyager. Tuttavia, questa differenza è collegata alle pianure lisce e potrebbe essere casuale. L'arrossamento delle superfici probabilmente dipende dalla meteorologia spaziale causata da bombardamenti di particelle cariche e di micro meteoriti in un arco di tempo dell'età del sistema solare. Tuttavia, l'asimmetria cromatica di Titania probabilmente è più relativa all'accrescimento di materiale rossastro proveniente da parti esterne al sistema di Urano, forse da satelliti irregolari, che si sarebbe depositato prevalentemente sull'emisfero di testa.
Gli scienziati hanno classificato tre caratteristiche geologiche su Titania: crateri, chasmata (canyon) e rupes (scarpate). La superficie di Titania è molto meno craterizzata di quelle di Oberon e di Umbriel, il che significa che è molto più giovane. Il diametro dei crateri varia da pochi chilometri a 326 km per il più grande, cratere Gertrude. Alcuni crateri (ad esempio, Ursula e Jessica) sono circondati da materiale espulso (ejecta) luminoso, raggiere di ghiaccio relativamente fresco. Tutti i grandi crateri di Titania presentano fondi piatti e picchi centrali, a parte Ursula che ha un pozzo al centro. A ovest di Gertrude c'è una zona con topografia irregolare, il cosiddetto "bacino senza nome", che potrebbe essere un altro bacino da impatto fortemente degradato con un diametro di circa 330 chilometri.