Titania (auch Uranus III) ist ein Mond des Planeten Uranus und der viertinnerste der fünf großen Uranusmonde. Mit einem Durchmesser von 1578 Kilometern ist Titania der größte Mond des Uranus und nach Neptuns größtem Mond Triton der achtgrößte Mond im Sonnensystem.
Entdeckung und Benennung Titania wurde am 11. Januar 1787 zusammen mit Oberon als erste und zweite Uranusmonde vom Kurhannoverianischen Astronomen Wilhelm Herschel mit seinem selbstgebauten Spiegelteleskop in Slough (Großbritannien) entdeckt. Herschel hatte rund sechs Jahre zuvor den Uranus entdeckt. Er gab die Entdeckung der beiden Monde nach der Sicherstellung der Bahnparameter am 9. Februar 1787 bekannt und beobachtete das System von 1790 bis 1796 weiter. Herschel gab später die Entdeckung weiterer vier Uranusmonde an, die sich später jedoch als nicht existent erwiesen. Fast 50 Jahre lang nach dieser Entdeckung wurden Titania und Oberon durch kein anderes Teleskop außer dem von Herschel mehr beobachtet.
Der Mond erhielt den Namen nach der Elfenkönigin Titania aus William Shakespeares Sommernachtstraum. Titania war die Ehefrau von Oberon.
Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die Namen der ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel und Umbriel) wurden 1852 von John Herschel, dem Sohn des Entdeckers, auf Nachfrage von William Lassell, der ein Jahr zuvor Ariel und Umbriel entdeckte, vorgeschlagen.William Herschel: An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet. By William Herschel, LLD. F. R. S. Phil. Trans. R. Soc. Lond. January 1, 1787 77:125-129; (Volltext)
Ursprünglich wurde Titania als „der erste Satellit von Uranus“ bezeichnet, und 1848 erhielt der Mond von Lassell die Bezeichnung Uranus I, obwohl er manchmal Herschels Nummerierung Uranus II verwendete. 1851 nummerierte Lassell die bislang bekannten Monde nach den Abständen zum Mutterplaneten neu, und seither wurde Titania als Uranus III bezeichnet.
Bahneigenschaften Umlaufbahn Titania umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 436.300 km (ca. 17,070 Uranusradien) von dessen Zentrum, also rund 410.700 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0011, die Bahn ist 0,08° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt.
Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Umbriel ist im Mittel 170.000 km von Titanias Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Oberon etwa 147.000 km.
Titania umläuft Uranus in 8 Tagen, 16 Stunden, 56 Minuten und 59 Sekunden.
Titanias Umlaufbahn liegt gänzlich in der Magnetosphäre von Uranus. Die nachfolgenden Hemisphären von (fast) atmosphärenlosen Monden wie Titania sind dadurch unter ständigem Beschuss von magnetosphärischem Plasma, das mit dem Planeten mitrotiert. Dies kann zu einer Verdunkelung der nachfolgenden Hemisphäre führen, die bisher bei allen Uranusmonden außer bei Oberon beobachtet werden konnte. Titania fängt auch magnetosphärisch geladene Partikel ein, die zu einer erhöhten Anzahl dieser Teilchen in ihrer Umlaufbahn führt und durch die Raumsonde Voyager 2 beobachtet werden konnte.
Da Titania wie Uranus die Sonne relativ zur Rotation praktisch auf der Seite umkreist, zeigt ihre Nord- bzw. Südhemisphäre zur Zeit der Sonnenwende entweder direkt zur Sonne oder von ihr weg, was zu extremen jahreszeitlichen Effekten führt. Das bedeutet, dass die Pole von Titania während eines halben Uranusjahres von 42 Jahren in permanenter Dunkelheit liegen oder von der Sonne beschienen werden. Während der Sonnenwende steht die Sonne daher nahe dem Zenit über den Polen. Während des Voyager-2-Vorbeifluges im Jahr 1986, der sich fast zur Sonnenwende ereignete, zeigten die Südhemisphären von Uranus und seinen Monden in Richtung Sonne, während die Nordhemisphären in völliger Dunkelheit lagen. Während des Äquinoktiums, bei dem sich die Äquatorebene mit der Richtung zur Erde kreuzt und das sich ebenfalls alle 42 Jahre ereignet, sind gegenseitige Bedeckungen der Uranusmonde und Sonnenfinsternisse auf Uranus möglich. Eine Reihe dieser raren Ereignisse fand zuletzt 2007 bis 2008 statt; Titania wurde von Umbriel am 15. August 2007 und am 8. Dezember 2007 bedeckt.
Gegenwärtig besitzt Titania keine Bahnresonanz mit anderen Monden. Vor geschätzten 3,8 Milliarden Jahren befand sie sich jedoch möglicherweise in einer 4:1-Resonanz mit Ariel, die möglicherweise für die innere Aufheizung dieses Mondes verantwortlich war.
Physikalische Eigenschaften Größe Titania hat einen Durchmesser von 1577,8 km. Sie ist damit knapp der größte Uranusmond und etwa 55 km größer ist als der zweitgrößte Mond Oberon.
Von der Größe her ist Titania am ehesten mit Oberon oder den Saturnmonden Rhea und Iapetus zu vergleichen. Von dem gesamten Mond konnte durch Voyager 2 bisher nur etwa 40 %, vorwiegend die Südhemisphäre – wie bei allen Uranusmonden – näher erforscht werden.
Die Gesamtfläche von Titania beträgt etwa 7.820.000 km2, dies ist etwas mehr als die Fläche von Australien.
Innerer Aufbau Titania besitzt eine mittlere Dichte von etwa 1,66 g/cm3 und ihre relativ hohe Albedo beträgt 0,27 das heißt 27 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Die geringe Dichte und die hohe Albedo lassen vermuten, dass Titania aus etwa 50 % Wassereis, 30 % silikatischem Gestein und 20 % Kohlenstoffverbindungen sowie weiteren schweren organischen Verbindungen zusammengesetzt ist. Die Präsenz von Wassereis wird durch infrarote spektroskopische Untersuchungen von 2001 bis 2005 gestützt, die kristallines Wassereis auf Titanias Oberfläche zum Vorschein brachte. Dieses scheint auf Titanias führender Hemisphäre stärker vertreten zu sein. Der Grund dafür ist unbekannt, doch es scheint vom Bombardement geladener Teilchen von Uranus’ Magnetosphäre herzurühren, die auf der folgenden Hemisphäre durch die Co-Rotation des Plasmas stärker vertreten ist. Diese energetischen Partikel tendieren zur Kathodenzerstäubung von Wassereis, der Zersetzung von in Eis als Gashydrat eingeschlossenem Methan und der Verdunkelung von anderem organischem Material, was zu kohlenstoffreichen Ablagerungen auf der Oberfläche führt.
Außer dem Wassereis konnte bisher nur Kohlendioxid (CO2) spektroskopisch zweifelsfrei nachgewiesen werden und diese Verbindung konzentriert sich hauptsächlich auf die folgende Hemisphäre. Dessen Herkunft ist bislang nicht hinreichend geklärt. Es könnte lokal aus Karbonaten oder organischem Material durch Einfluss der geladenen Teilchen von Uranus’ Magnetosphäre produziert werden, oder durch die solare Ultraviolettstrahlung. Die erstere Hypothese würde die Asymmetrie in der Verteilung erklären, da die folgende Hemisphäre unter stärkerem Einfluss der Magnetosphäre liegt. Eine andere mögliche Quelle ist das Ausgasen von ursprünglichem CO2, das in Wassereis in Titanias Innerem gefangen ist. Die Freisetzung von CO2 aus dem Inneren hängt möglicherweise mit der vergangenen geologischen Aktivität des Mondes zusammen.
Ozean Titania ist womöglich ein differenzierter Körper mit einem Gesteinskern und einem Mantel aus Wassereis. Wäre dies der Fall, würde der Durchmesser des Kerns 1040 km betragen, was 66 % des gesamten Durchmessers entspricht, sowie einer Kernmasse von 58 % der Gesamtmasse – diese Parameter werden durch die Zusammensetzung des Mondes vorgegeben. Der Druck im Zentrum von Titania beträgt etwa 5,8 kbar. Die Wassereis-Gestein-Mischung und die mögliche Präsenz von Salz oder Ammoniak – die den Gefrierpunkt von Wasser senken – weisen darauf hin, dass zwischen Kern und Eismantel von Titania möglicherweise ein unterirdischer Ozean wie auf dem Jupitermond Europa existieren könnte. Die Tiefe dieses Ozeans würde in diesem Fall etwa 50 km betragen, die Temperatur wäre etwa um die −83 °C (190 K). Die gegenwärtige innere Struktur hängt stark von der thermischen Geschichte von Titania ab, die nicht hinreichend bekannt ist.
Oberfläche mini|Titania, Fotomontage aus zwei Fotos der Voyager-2-Raumsonde aus einer Entfernung von 369.000 Kilometern
Die Oberfläche von Titania weist zahlreiche Krater auf, jedoch weit weniger als auf dem äußeren Nachbarn Oberon, sowie relativ frisch gebildete Eisfelder, riesige Canyons und Krustenbrüche. Dies lässt auf eine geologische Aktivität nach der Bildung des Mondes schließen.
Von den großen Uranusmonden liegt Titania in ihrer Helligkeit zwischen den dunklen Monden Umbriel und Oberon und den helleren Monden Ariel und Miranda. Die Oberfläche zeigt je nach Beleuchtungswinkel große Helligkeitseffekte; die Reflektivität von 0,35 bei einem Phasenwinkel von 0° sinkt rapide auf 0,25 bei etwa 1° ab. Die sphärische Albedo liegt bei relativ niedrigen 0,17.
Die Oberfläche zeigt eine leicht rötliche Färbung, jedoch weniger rötlich als Oberon. Die relativ frischen Eisfelder sind bläulich, während die sanften Ebenen auf der führenden Hemisphäre in der Nähe des Kraters Ursula und entlang einiger Gräben etwas roter erscheinen. Es scheint eine kleine Dichotomie der führenden und der folgenden Hemisphäre zu existieren; die letztere erscheint um etwa 8 % rötlicher. Diese Differenz korrespondiert mit den sanften Ebenen und kann ein Zufall sein. stammt möglicherweise von der Verwitterung durch geladene Teilchen und Einschlägen von Mikrometeoriten seit der Entstehung des Sonnensystems. Die farbliche Asymmetrie entstand wahrscheinlich durch die Akkretion von rötlichem Material aus dem äußeren Uranussystem, möglicherweise von irregulären Monden, das sich vorwiegend auf der führenden Hemisphäre niederschlagen würde.
Die mittlere Oberflächentemperatur beträgt auf Titania etwa −200 °C (70 ± 7 K).
An der Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,366 m/s2, dies entspricht rund 4 % der irdischen.
Auf der bisher bekannten Oberfläche haben Wissenschaftler bislang drei Arten von Oberflächenstrukturen identifiziert: Canyons, Klippen und Krater. Sämtliche Oberflächenmerkmale auf Titania wurden nach weiblichen Figuren und Orten aus Werken von William Shakespeare benannt.
Chasmata und Rupes mini|hochkant|Messina Chasma aus einer Entfernung von 500.000 Kilometern
Die Canyons, die Chasma (Mehrzahl Chasmata) genannt werden, stellen vermutlich Grabenbrüche dar, die durch tektonische Ausdehnungsprozesse entstanden sind. Sie sind das Resultat eines globalen Druckes, der durch das Gefrieren von Wasser oder einer Wasser-Ammoniak-Lösung in Titanias Innerem hervorgerufen wurde. Die Chasmata auf Titania sind etwa 20 bis 50 km breit und 2 bis 5 km tief.
Der auffälligste Canyon und das auffälligste Merkmal der Oberfläche überhaupt ist ein riesiger Bruch von etwa 1500 km Länge namens Messina Chasmata, gegen den der Grand Canyon auf der Erde winzig wirkt. Diese Struktur besteht aus zwei Verwerfungen, die von Nordwesten nach Südosten verlaufen und zusammen einen weiterlaufenden Graben formen. Das Canyon-System schneidet die meisten Einschlagskrater in seinem Weg und wird von nur wenigen Kratern geschnitten, was auf eine spätere Entstehung in der Geschichte von Titania hinweist, als die Eiskruste durch eine innere Ausdehnung aufbrach.
Von seiner Ausdehnung her ist Messina Chasmata mit dem Ithaca Chasma auf dem Saturnmond Tethys vergleichbar; relativ zur Gesamtgröße des Mondes könnte man ihn durchaus auch mit den Valles Marineris auf dem Mars oder auch Kachina Chasma auf Ariel vergleichen.
Die Brüche, die nicht mit den Chasmata in Zusammenhang stehen, werden Rupes (lateinisch für Klippen) genannt. Der größte und einzige benannte dieser Art ist Rousillon Rupes, der eine Terrainstufe darstellt. Da diese Struktur von nur sehr wenigen Kratern geschnitten wird, muss sie daher auch relativ jung sein.