Titania (tunnetaan myös nimellä Uranus III) on Uranuksen suurin kuu. Se on samalla Aurinkokunnan kuista kahdeksanneksi suurin. Sen koostumuksesta puolet on vesijäätä, 30 % silikaattikiveä ja 20 % metaanin muodostamia orgaanisia yhdisteitä. Titanian löysi William Herschel vuonna 1787.Herschel, William, Sr. (1787). "An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet" Philosophical Transactions of the Royal Society of London 77: 125–129.
Titania sisältää lähes yhtä suuret määrät jäätä ja kiveä, ja sillä on luultavasti kivinen ydin ja jäinen vaippa.Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects" Icarus 185: 258–273. Myös nestemäistä vettä voi olla ytimen ja vaipan rajalla. Titanian pinta on melko pimeä ja väriltään aavistuksen punertava. Se on muotoutunut meteoriittien törmäyksissä ja endogeenisen prosessin avulla. Titanian pinnalla on lukuisia törmäyskraattereita, joiden koko voi yltää jopa 326 kilometriin, mutta se ei ole niin paljon kraatterien peitossa kuin Uranuksen ulkoisin kuu, Oberon. Suurin osa Titanian pinnanmuodoista syntyi luultavasti kauan sitten tapahtuneessa endogeenisessä tapahtumassa, joka peitti aiemman, kraattereisemman pinnan. Titanian pinnassa on paljon erilaisia kanjoneita ja halkeamia. Kuten kaikki Uranuksen suuret kuut, Titania syntyi luultavasti planeettaa ympäröineestä kiekosta juuri sen muodostumisen jälkeen.
Vuosina 2001–2005 tehdyt spektroskooppiset infrapunakuvaukset paljastivat Titanian suuren vesijää- ja hiilidioksidimäärän kuun pinnalla. Määrät viittaavat todella heikkoon hiilidioksidi-ilmakehään, joka aiheuttaa painetta noin yhden baarin kymmenesbiljoonasosan verran. Vuonna 2009 ainut Uranuksen kuihin kohdistuva lähitutkimus oli Voyager 2:n ohitus tammikuussa 1986. Se otti joitakin kuvia Titaniasta. Näiden kuvien perusteella on pystytty kartoittamaan noin 40 % kuun pinta-alasta.
Löytäminen ja nimeäminen Titanian löysi William Herschel 11. tammikuuta 1787. Hän löysi samana päivänä myös Uranuksen toiseksi suurimman kuun, Oberonin.Herschel, William, Sr. (1788). "On George's Planet and its satellites". Philosophical Transactions of the Royal Society of London 78: 364–378. Hän raportoi myöhemmin löytäneensä neljä muuta kuuta, vaikka myöhemmin varmistettiin, ettei tämä ollut totta.Herschel, William (1798). "On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus; The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained" Philosophical Transactions of the Royal Society of London 88: 47–79. Noin 50 vuotta löydön jälkeen Titaniaa ja Oberonia ei ollut voitu havaita muilla havaintolaitteilla kuin Herschelin omistamilla.Herschel, John (1834). "On the Satellites of Uranus" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 3 (5). Nykyään kuut voi nähdä laadukkaalla harrastelijatason teleskoopilla.Newton, Bill; Teece, Philip (1995). Amatöörin opas tähtitieteeseen Cambridge University Press. s. 109.
Nimen kuulle antoi Herschelin poika John Herschel William Shakespearen näytelmässä Juhannusyön uniKuiper, Gerald P. (1949). "The Fifth Satellite of Uranus" Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360): 129. esiintyvän keijukaisten kuningattaren mukaan vuonna 1852.Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten 34: 325. William Lassell oli ehdottanut nimeä löydettyään kaksi muuta Uranuksen kuuta, Arielin ja Umbrielin.Lassell, W. (1851). "On the interior satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17.
Alun perin Titaniaa sanottiin "Uranuksen ensimmäiseksi kuuksi", ja vuonna 1848 se saikin lisänimen Uranus I.Lassell, W. (1848). "Observations of Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 43–44. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1848MNRAS...8...43.&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=45eb6e10af10464. Joskus lisänimessä on käytetty myös Herschelin alkuperäistä numerointia, jossa Titania on Uranus II.Lassell, W. (1850). "Bright Satellites of Uranus" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 10 (6): 135. Vuonna 1851 William Lassell numeroi kaikki neljä Uranuksen tunnettua kuutta niiden kiertoetäisyyden mukaan roomalaisin numeroin, ja siitä lähtien Titanian lisänimi on ollut Uranus III.Lassell, W. (1851). "Letter from William Lassell, Esq., to the Editor". Astronomical Journal 2 (33): 70.
Kiertorata thumb|left|200px|Titanian massa on 40 % kaikkien Uranuksen kuiden massoista. Titania kiertää Uranusta 436 000 kilometrin etäisyydellä, ja se on toiseksi kauimpana planeetasta viidestä suurimmasta kuusta. Titanian kiertoradalla on pieni eksentrisyys ja se on inklisoitunut todella vähän verrattuna Uranuksen ekvaattoriin."Planetary Satellite Mean Orbital Parameters" Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Sen kiertoaika on 8,7 päivää, mikä on saman verran kuin sen kiertoaika akselinsa ympäri. Toisin sanoen planeetan pinnalta näkee aina vain Titanian toisen puolen, kuten Kuun näkee Maasta.
Titanian kiertorata on täysin Uranuksen magnetosfäärin sisällä.Grundy, W.M.; Young, L.A.; Spencer, J.R.; et al. (2006). "Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations" Icarus 184: 543–555. Tämä on tärkeää, sillä magnetosfäärin sisällä oleviin planeettoihin kohdistuu magnetosfäärin plasmaa, mikä voi kääntää kuun.Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science 233: 85–89. Tämä pommitus voi johtaa näkymättömissä olevan puoliskon pimentymiseen, mikä on havaittu kaikkien Uranuksen kuiden pinnalla Oberonia lukuun ottamatta.
Koska Uranus kiertää Aurinkoa lähes kallellaan ja sen kuut kiertävät planeettaa ekvaattorin suuntaisesti, ne (mukaan lukien Titania) vaikuttavat planeetan äärimmäisiin vuodenaikoihin. Sekä planeetan pohjois- että etelänapa viettävät 42 vuotta täydessä pimeydessä, ja toiset 42 vuotta jatkuvassa auringonvalossa, jolloin Aurinko paistaa lähestulkoon suoraan taivaalta. Voyager 2:n ohitus 1986 sattui aikaan, jolloin valo osui etelänavalle, jolloin Uranuksen pohjoisosat jäivät kokonaan tutkimatta. Vuosina 2007–2008 Titanian pinnalla on nähty kaksi Umbrielin aiheuttamaa auringonpimennystä, 15. elokuuta ja 8. joulukuuta 2007.Miller, C.; Chanover, N. J. (2009). "Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel". Icarus 200 (1): 343–6.
Rakenne left|thumb|200px|Voyager 2:n ottama kuva Titaniasta Titania on suurin ja suurimassaisin Uranuksen kuu sekä kahdeksanneksi suurimassaisin Aurinkokunnan kuu."Planetary Satellite Physical Parameters". Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics). Sen tiheys on 1,71 g/cm3,Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. and Synnott, S.P. (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data" The Astronomical Journal 103 (6): 2068–78. mikä on paljon suurempi tiheys kuin Saturnuksen kuiden keskiarvo. Tämä viittaa huomattaviin vesijään ja tiheiden (ei-jää) -tekijöiden suuriin määriin, joten Titania koostuu luultavasti kivistä ja hiilipitoisista materiaaleista mukaan lukien raskaat orgaaniset yhdisteet.Stone, E.C. (1987). "The Voyager 2 Encounter With Uranus" Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–76. Vesijään esiintymisen teoriaa tukevat spektroskooppiset havainnot vuosilta 2001–2005. Vesijään määrä on hieman suurempi Titanian näkyvällä puoliskolla kuin piilossa olevalla puoliskolla. Tässä suhteessa kuu on Oberonin vastakohta, sillä Oberonissa vesijäätä on enemmän piilossa olevalla puoliskolla. Tämän epäsymmetrian syytä ei tiedetä, mutta se voi liittyä Uranuksen magnetosfäärissä tapahtuneisiin muutoksiin.
Vettä lukuun ottamatta muu Titanian pinnalla infrapunaspektroskopialla havaittu materiaali on hiilidioksidia, jota havaittiin pääasiassa piilossa olevalla puoliskolla. Hiilidioksidin alkuperä ei ole täysin varma. Se voi olla muodostunut paikallisesti hiilestä ja muista materiaaleista Auringon ultraviolettisäteilyn avulla tai tullut Uranuksen magnetosfääristä. Magnetosfääriteoria voisi selittää määrien epätasaisuuden puoliskoilla, sillä piilossa oleva puolisko vastaanottaa enemmän magnetosfäärin vaikutteita kuin näkyvä puolisko. Toinen mahdollinen lähde on Titanian lähes olematon kaasukehä.
Titanian pinnanalaiset osat voidaan jakaa kiviseen ytimeen, jota ympäröi jäinen vaippa. Mikäli teoria on totta, ytimen säde (520 km) on 66 % kuun säteestä, ja sen massa noin 58 % kuun massasta. Paine Titanian ytimessä on noin 0,58 GPa (5,8 kbar). Titanian jäävaipan nykyinen olomuoto on tuntematon. Jos jää sisältää tarpeeksi ammoniakkia jäätymisenestoon, Titania voi tuottaa vaipan ja ytimen väliin nestemäistä vettä. Veden tiheys, jos sitä on olemassa, on noin 50 km ja sen lämpötila noin 190 K.
Pinta ja pinnanmuodot pienoiskuva|Titanian nimettyjä pinnanmuotoja + Titanian nimetyt pinnanmuodot"Titania Nomenclature Table Of Contents" Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Pinnanmuoto Tyyppi Pituus (halkaisija, km) Belmont Chasma Kanjoni 238 Messina Chasma 1 492 Rousillon Rupes Siirros 402 AdrianaKraatteri 50 Bona 51 Calphurnia 100 Elinor 74 Gertrude 326 Imogen 28 Iras 33 Jessica 64 Katherine 75 Lucetta 58 Marina 40 Mopsa 101 Phrynia 35 Ursula 135 Valeria 59 Uranuksen kuista Titanian kirkkaus on keskitasoa tummien Oberonin ja Umbrielin ja kirkkaiden Arielin ja Mirandan välillä.Karkoschka, Erich (2001). "Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope" Icarus 151: 51–68. Titanian pinnalla on monia vastakohtia: sen heijastuskyky vaihtelee 35 prosentista kulmassa 0° (geometrinen albedo) 25 prosenttiin 1° kulmassa. Titanialla on suhteellisen alhainen Bondin albedo, joka on noin 17 %. Sen pinta on pääasiassa aavistuksen punertava, mutta vähemmän punainen kuin Oberonin.Bell III, J.F.; McCord, T.B. (1991). "A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images" Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12–16, 1990. Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. pp. 473–489. http://adsabs.harvard.edu/abs/1991LPSC...21..473B. Kuitenkin, uusimmat törmäyksen kohteeksi joutuneet alueet ovat sinisempiä, mutta tasaiset alueet näkyvällä puoliskolla Ursula-kraatterin lähistöllä ovat hieman punaisempia. Näkyvän ja piilossa olevan puoliskon välillä voi olla eroja;Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (1991). "Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites" Icarus 90: 1–13. ensiksi mainittu vaikuttaa olevan 8 % punaisempi kuin jälkimmäinen. Kuitenkin tämä liittyy näkyvän puoliskon tasankoihin. Pinnan punertavuus voi johtua avaruustuulen aiheuttamista partikkelien ja mikrometeoriittien pommituksesta koko kuun olemassaolon ajan. Kuitenkin, väriepäsymmetria liittyy varmemmin punertavaan materiaaliin, jota tulee Uranuksen vaikutusalueen uloimmista osista, mahdollisesti näkyvää puoliskoa kohti kääntyneistä epäsäännöllisistä kuista.