Titania, también designado como Urano III, es el mayor de los satélites del planeta Urano y el octavo del sistema solar. Descubierto por William Herschel el 11 de enero de 1787, Titania recibe su nombre de un personaje, la reina de las Hadas, de la obra de William Shakespeare El sueño de una noche de verano. Su órbita está completamente dentro de la magnetosfera de Urano.
Titania está compuesto de partes aproximadamente iguales de hielo y roca que están probablemente diferenciados en un núcleo rocoso y un manto de hielo. Una capa de agua líquida puede que esté presente en el límite entre el núcleo y el manto. La superficie de Titania, que es oscura y de color ligeramente rojizo, parece que ha sido modelada tanto por impactos como por procesos endógenos. Está cubierta por numerosos cráteres de impacto que llegan a alcanzar diámetros de 326 km, pero está menos craterizada que el satélite más externo de Urano, Oberón. Titania sufrió probablemente un remodelado superficial endógeno que eliminó una antigua superficie más craterizada. La superficie de Titania está atravesada por un sistema de enormes cañones y escarpes resultado de una expansión en una fase temprana de su evolución. Como todos los satélites de Urano, Titania se formó probablemente a partir del disco de acreción que rodeaba Urano justo después de la formación del planeta.
Estudios espectroscópicos realizados en la banda del infrarrojo hechos entre 2001 y 2005 revelaron la presencia de hielo de agua y dióxido de carbono en la superficie de Titania, lo que sugiere que es posible que posea una tenue atmósfera de dióxido de carbono. Medidas realizadas durante una ocultación estelar de Titania establecieron un límite superior a la presión atmosférica en la superficie de entre 10 y 20 nbar.
El sistema de Urano ha sido estudiado de cerca una sola vez por la sonda espacial Voyager 2 en enero de 1986. Se tomaron muchas fotografías de Titania que permitieron cartografíar el 40 % de su superficie.
Descubrimiento y denominación miniaturadeimagen|Comparación de los tamaños de Titania (abajo a la izquierda, la Luna (arriba a la izquierda) y la Tierra Titania fue descubierta por William Herschel el 11 de enero de 1787, el mismo día en que descubrió también Oberón, el segundo mayor satélite de Urano. Más tarde informó del descubrimiento de cuatro satélites más, aunque posteriormente se revelaron como falsos avistamientos. Durante cerca de cincuenta años después de su descubrimiento Titania y Oberón no fueron observados por otros instrumentos que por los de Herschel, aunque el satélite es observable desde la Tierra con un telescopio de aficionado de hoy en día a partir de los 150-200mm, bien a simple vista o con cámaras CCD.
Todos los satélites de Urano recibieron nombres de personajes de obras de William Shakespeare o Alexander Pope. El nombre de Titania viene de Titania, reina de las Hadas en El sueño de una noche de verano. Los nombres de los satélites fueron sugeridos por John Herschel, hijo del descubridor, en 1852 a pedido de William Lassell, que había descubierto dos satélites de Urano más, Ariel y Umbriel, el año anterior.
Titania fue inicialmente considerada como el «primer satélite de Urano» y por ello recibió la denominación de Urano I por Lassell, aunque a veces usase la denominación de Herschel, para quien Titania y Oberón eran Urano II y Urano IV respectivamente. Finalmente Lassell numeró los cuatro satélites conocidos hasta ese momento por orden de su distancia al planeta y por tanto Titania fue denominada como Urano III.
Órbita Titania orbita Urano a una distancia de aproximadamente 436 000 km, siendo el segundo más alejado del planeta de sus cinco principales satélites. La órbita de Titania tiene una baja excentricidad e inclinación respecto del ecuador de Urano. Su periodo orbital es alrededor de 8,7 días coincidente con el periodo de rotación sobre su eje; es decir, una cara de Titania siempre apunta a Urano, como en el caso de la Luna respecto de la Tierra, por efecto del acoplamiento de marea.
La órbita de Titania discurre completamente dentro de la magnetosfera de Urano. Este efecto es importante porque en todos los satélites que orbitan en el interior de la magnetosfera de Urano, todos excepto Oberón, el hemisferio que queda a la espalda del movimiento de traslación del satélite a lo largo de su órbita, se ve barrido por el plasma magnetosférico que rota junto con el planeta. Este bombardeo supone el oscurecimiento de esos hemisferios, efecto que se observa en todos los satélites excepto en Oberón.
Debido a la gran inclinación del eje de rotación de Urano que le hace estar "tumbado" respecto del Sol, al girar sus satélites en el plano ecuatorial también se ven sometidos a un ciclo estacional extremo. Ambos hemisferios norte y sur pasan 42 años en completa oscuridad y luego otros 42 años de iluminación continua. Una vez cada 42 años, cuando Urano está en el equinoccio y su plano ecuatorial interseca con la Tierra, se producen ocultaciones mutuas de los satélites. En 2007–2008 se observaron un gran número de esos eventos incluyendo dos ocultaciones de Titania por Umbriel el 15 de agosto y el 8 de diciembre de 2007.
Composición y estructura interna thumb|350px|izquierda|Fotografía tomada por la Voyager 2 que muestra los enormes cañones de Titania.Titania es el mayor de los satélites de Urano y el octavo del sistema solar. Su densidad es de 1710 kg/m³, que es mayor que las densidades medias de los satélites de Saturno, lo que indica que están formados de proporciones aproximadamente iguales de hielo de agua y de un componente más denso que puede incluir rocas y compuestos orgánicos pesados. La presencia de hielo de agua está refrendada por observaciones espectroscópicas, que revelaron la presencia de hielo de agua cristalizado. Las líneas de absorción del hielo de agua son más fuertes en el hemisferio delantero —el del sentido de la traslación del satélite— que en el hemisferio trasero. Esto es lo contrario a lo observado en Oberón, en donde el hemisferio trasero muestra líneas de absorción de agua más fuertes que en el delantero. La causa de esta asimetría no está clara, pero puede estar relacionada con el bombardeo de partículas cargadas procedentes de la magnetosfera de Urano, que es más fuerte en el hemisferio trasero, debido a la corrotación del plasma magnetosférico con el satélite. Partículas de alta energía someten a la superficie a un proceso de pulverización catódica descomponiendo el agua y los compuestos orgánicos, dejando como residuo un oscuro material rico en carbono.
Excepto el agua, el único compuesto identificado en la superficie de Titania por espectroscopia infrarroja es el dióxido de carbono, que se concentra fundamentalmente en el hemisferio trasero. Otros posibles candidatos para la superficie oscura incluyen rocas y varias sales y compuestos orgánicos. El origen del dióxido de carbono es también desconocido. Puede haberse producido localmente a partir de carbonatos o de compuestos orgánicos bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar o por partículas energéticas cargadas provenientes de la magnetosfera de Urano. El proceso anterior explicaría la asimetría en la distribución, porque el hemisferio trasero está sujeto a una mayor influencia de la magnetosfera planetaria que el hemisferio delantero. Otra posible fuente es la surgencia de dióxido de carbono primordial atrapado en el interior del hielo de agua en el interior del satélite. El escape de dióxido de carbono puede estar relacionado con el pasado geológico de Titania.
El interior de Titania puede dividirse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. Si éste es el caso, el radio del núcleo, sería de 520 km, el 66% del radio total del satélite, y el 58 % del total de su masa. La presión en el centro de Titania es de aproximadamente 0,58 GPa (5,8 kbar). El estado actual del manto es desconocido. Si el manto contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante, Titania podría contener un océano líquido en el límite entre el núcleo y el manto. El ancho de este océano sería como máximo de 50 km y su temperatura rondaría los 190 K. De todas maneras la estructura interna de Titania depende en gran medida de la historia termal del satélite, que es, hoy en día, poco conocida.
Accidentes superficiales y geología thumb|350px|Imagen de Titania donde se reflejan los principales accidentes.Titania tiene un brillo intermedio entre los más oscuros Oberón y Umbriel y los más brillantes Ariel y Miranda. Su superficie muestra un marcado efecto de oposición, su reflectividad cae desde un 35 % en un ángulo de fase de cero grados hasta un 25 % a un ángulo de un grado. Asimismo tiene un relativamente bajo valor de albedo de Bond, un 17 %. La superficie presenta un color ligeramente rojo.
Por otro lado, los depósitos de impactos recientes son más azulados, mientras que las suaves llanuras del hemisferio delantero, respecto al sentido de la traslación del satélite, cerca del cráter Úrsula y a lo largo de algunas fosas tectónicas son más rojos. Es posible que exista una asimetría entre los hemisferios delantero y trasero. El anterior parecer ser más rojo que el último en un 8 %. El enrojecimiento de la superficie se debe probablemente a la erosión espacial causada por el bombardeo de partículas cargadas y micrometeoritos durante toda la vida del sistema solar.
thumb|200px|izquierda|Imagen de Messina Chasma, el mayor cañón de Titania.Los investigadores han identificado dos clases de accidentes geológicos en Titania: cráteres de impacto, cañones —llamados en lenguaje astrogeológico chasmata— y escarpes —llamados rupes. La superficie de Titania está menos craterizada que las superficies de Oberón y Umbriel, lo que significa que es mucho más reciente. Los diámetros de los cráteres varían entre unos pocos kilómetros hasta los 326 km de Gertrude, el mayor cráter conocido. Algunos cráteres como Úrsula y Jessica están rodeados de rayos de eyección consistentes en hielo relativamente reciente. Todos los cráteres de Titania tienen fondos planos y picos centrales. La única excepción es Úrsula que tiene un foso en el centro. Al oeste de Gertrude hay una área de irregular topografía, la llamada llanura sin nombre, que puede ser otro cráter de impacto ya degradado con un diámetro de 330 km.
La superficie de Titania está cortada por un sistema de enormes fallas normales y escarpes. En algunos lugares, las fallas paralelas en la corteza helada de Titania forman fosas tectónicas. El más destacado de los cañones de Titania es el Messina Chasma, que corre a lo largo de 1500 km desde el ecuador hasta casi el polo sur. Las fosas tectónicas son de entre 20 y 50 km de ancho y tienen una profundidad de entre 2 y 5 km. Los escarpes no relacionados con cañones, son llamados en lenguaje astrogeológico rupes, como Rousillon Rupes cerca de Úrsula. Las regiones a lo largo de algunos escarpes y cerca de Úrsula parecen de relieve suave a la resolución de las imágenes de la Voyager 2. Esas suaves planicies se formaron más tarde en la historia geológica de Titania, después de que se formaran la mayoría de los cráteres. El remodelado de la superficie puede haberse debido a procesos endógenos, incluyendo erupciones de material fluido del interior, criovulcanismo, o puede deberse al efecto de borrado que producen los materiales eyectados de un gran impacto cercano. Las fosas tectónicas son probablemente los accidentes más jóvenes de Titania ya que cortan cráteres e incluso las llanuras de suave relieve.