Просмотр кода страницы Титания (спутник)

{{не путать|(593) Титания|одноимённым астероидом}}
{{Otheruses|Титания}}
{{Спутник
 | Название                = Титания
 | Спутник чего            = [[Уран (планета)|Урана]]
 | Подпись                 = Снимок «Вояджера-2»
 | Дата открытия-ref       = [[11 января]] [[1787]]<ref name="Herschel1787" />
 | Большая полуось         = 436 300 км<ref name="orbit" />
 | Эксцентриситет          = 0,0011 (близка к круговой)<ref name="orbit" />
 | Период обращения        = 8,706 суток<ref name="orbit" />
 | Наклон орбиты           = 0,079° (к [[экватор]]у Урана)<ref name="orbit" />
 | Диаметр                 = 1576,8 ± 1,2 км (0,45 диаметра [[Луна|Луны]])
 | Средний радиус          = 788,4 ± 0,6 км (0,1235 [[Радиус Земли|земного]])<ref name="Widemann2009" />
 | Площадь поверхности     = 7,82 млн км²{{ref+||комм.|A}}
 | Объём                   = 2 065 млн км³{{ref+||комм.|B}}
 | Масса                   = 3,527 ± 0,09{{e|21}} кг<ref name="Jacobson1992" />
 | Плотность               = 1,711 ± 0,005 г/см³<ref name="Widemann2009" />
 | Ускорение свободного падения = 0,379 м/с² (в 26 раз<br>меньше земного){{ref+||комм.|C}}
 | Первая космическая скорость = 546,4 м/с
 | Вторая космическая скорость = 772,8 м/с
 | Период вращения         = [[Синхронный спутник|синхронизирован]] (обращён к Урану одной стороной)<ref name="Smith1986" />
 | Наклон осевого вращения = ~0°<ref name="orbit"/>
 | Альбедо                 = 0,35 ([[Геометрическое альбедо|геометрическое]]) 0,17 ([[Альбедо Бонда|Бонда]])<ref name="Karkoschka2001"/>
 | Видимая звёздная величина = 13,9<ref name="Newton1995"/>
 | Температура             = '''мин.''' 60 K (−213 °C)<br> '''ср.''' 66…77 K (−210… −196 °C)<br> '''макс.''' 89 K (−184 °C)<ref name="Widemann2009" />
| Атмосфера                = менее 10<sup>-9</sup>—2{{e|-9}} бар<ref name="Widemann2009" />
}}

'''Тита́ния''' — крупнейший [[Спутники Урана|спутник Урана]] и восьмой по размеру спутник в [[Солнечная система|Солнечной системе]]. Открыт [[Гершель, Уильям|Уильямом Гершелем]] 11 января 1787 года (через шесть лет после открытия им Урана). Назван в честь [[Титания (Сон в летнюю ночь)|королевы фей]] из произведения Уильяма Шекспира «[[Сон в летнюю ночь]]». Четвёртый по отдалённости от Урана среди пяти его крупных спутников{{ref+||комм.|D}}. Орбита Титании полностью находится внутри магнитосферы Урана{{переход|#Орбита}}.

Как и все крупнейшие спутники Урана, Титания, вероятно, образовалась из [[Аккреционный диск|аккреционного диска]], окружавшего планету во времена её формирования. Титания состоит из примерно равного количества камня и [[Лёд|льда]] и, вероятно, [[Гравитационная дифференциация|дифференцирована]] на каменное ядро и ледяную мантию. На их границе, возможно, есть слой жидкой воды{{переход|#Состав и внутреннее строение}}.

Поверхность Титании относительно тёмная с красноватым оттенком. Её рельеф был сформирован как [[импактное событие|ударами]] [[астероид]]ов и [[комета|комет]], так и эндогенными процессами. Спутник покрыт многочисленными [[ударный кратер|кратерами]], достигающими 326 километров в диаметре. Вероятно, на Титании произошло раннее эндогенное восстановление поверхности, которое стёрло её старую, сильно испещрённую кратерами, поверхность. Поверхность Титании прорезана системой огромных [[каньон]]ов и обрывов, образовавшихся при растяжении коры в результате расширения недр на раннем этапе её истории{{переход|#Поверхность}}.

[[Инфракрасное излучение|Инфракрасная]] спектроскопия, проведённая в 2001—2005 годах, показала наличие на поверхности Титании водяного льда и замёрзшего [[Углекислый газ|углекислого газа]]. Это указывает на то, что спутник может обладать незначительной сезонной [[Атмосфера|атмосферой]], состоящей из углекислого газа с атмосферным давлением около 10<sup>−13</sup> бар{{переход|#Атмосфера}}.

Титанию, как и всю систему Урана, изучал с близкого расстояния только один космический аппарат — «[[Вояджер-2]]»{{переход|#Космические исследования}}.

== Название ==
Титания была открыта Уильямом Гершелем 11 января 1787 года, в один день со вторым по величине спутником Урана — [[Оберон (спутник)|Обероном]]<ref name="Herschel1787" /><ref name="Herschel1788" />. Позднее Гершель сообщил об открытии ещё четырёх спутников<ref name="Herschel1798" />, но эти наблюдения оказались ошибочными<ref name="Struve1848" />. В течение 50 лет после открытия Титанию и Оберон не наблюдал никто, кроме Гершеля<ref name="Herschel1834" />, из-за слабой проницающей силы телескопов того времени. Сейчас эти спутники можно наблюдать с Земли с помощью любительских телескопов высокого класса<ref name="Newton1995" />.
[[Файл:Titania Earth Moon Comparison.png|thumb|left|250px|Сравнительные размеры [[Земля|Земли]], [[Луна|Луны]] и Титании.]]
Первоначально Титанию называли «Первым спутником Урана», а в 1848 году [[Уильям Лассел]] дал ей имя «Уран I»<ref name="Lassell1848" />, хотя он иногда и использовал нумерацию Уильяма Гершеля, где Титания и Оберон именовались как Уран II и Уран IV соответственно<ref name="Lassell1850" />. Наконец, в 1851 году Лассел переименовал четыре известные на тот момент спутника римскими цифрами в порядке их удалённости от планеты, и с тех пор Титания носит имя '''{{nowrap|Уран III}}'''<ref name="Lassell1851-1" />.

Впоследствии все спутники Урана были названы в честь персонажей произведений [[Шекспир, Уильям|Уильяма Шекспира]] и [[Александр Поуп|Александра Поупа]]. Титания получила своё название в честь [[Титания (Сон в летнюю ночь)|Титании]] — королевы [[Фея|фей]] из пьесы «[[Сон в летнюю ночь]]»<ref name="Kuiper1949" />. Наименования для всех четырёх известных на тот момент спутников Урана были предложены сыном Гершеля [[Гершель, Джон|Джоном]] в 1852 году по просьбе Уильяма Лассела<ref name="Lassell1852" />, который годом ранее обнаружил два других спутника — [[Ариэль (спутник)|Ариэль]] и [[Умбриэль (спутник)|Умбриэль]]<ref name="Lassell1851-2" />.

Титанию не следует путать со спутником [[Сатурн (планета)|Сатурна]] [[Титан (спутник)|Титаном]] и одноимённым [[астероид]]ом [[(593) Титания]].

== Орбита ==
Титания находится на расстоянии около 436 000 км от Урана. Это второй по удалённости среди пяти его крупных спутников{{ref+||комм.|D}}. Её орбита почти круговая и слабо наклонена к [[экватор]]у Урана<ref name="orbit"/>. [[Орбитальный период]] составляет примерно 8,7 дней и совпадает с [[Период вращения|периодом вращения]]. Другими словами, Титания — [[синхронный спутник]] (всегда повёрнутый к Урану одной и той же стороной)<ref name="Smith1986"/>.

Орбита Титании полностью находится внутри [[Магнитосфера|магнитосферы]] Урана<ref name="Grundy2006"/>, и потому с её {{Comment|ведомым|Ведомое полушарие спутника — повёрнутое в сторону, противоположную направлению его движения по орбите.}} полушарием постоянно сталкиваются частицы магнитосферной [[плазма|плазмы]], которая движется по орбите намного быстрее Титании (с периодом, равным периоду осевого вращения Урана)<ref name="Ness1986"/>. Возможно, бомбардировка этими частицами и приводит к потемнению этого полушария, наблюдаемому у всех спутников Урана, кроме [[Оберон (спутник)|Оберона]]<ref name="Grundy2006"/>.

Так как Уран вращается вокруг Солнца «на боку», а с плоскостью его экватора примерно совпадает плоскость экватора (и орбиты) его крупных спутников, смена сезонов на них очень своеобразна. Северный и южный полюса Титании 42 года находятся в полной темноте и 42 года непрерывно освещены, причём на каждом из полюсов при летнем солнцестоянии Солнце почти достигает зенита<ref name="Grundy2006"/>. Раз в 42 года, во время равноденствия на Уране, Солнце (и вместе с ним Земля) проходит через его экваториальную плоскость, и тогда можно наблюдать взаимные [[Покрытие (астрономия)|покрытия]] его спутников. Несколько таких явлений наблюдалось в 2007—2008 годах (в том числе покрытия Титании [[Умбриэль (спутник)|Умбриэлем]] 15 августа и 8 декабря 2007 года)<ref name="Miller2009"/><ref name="Arlot2008"/>.

== Состав и внутреннее строение ==
[[Файл:PIA00039 Titania.jpg|thumb|left|Изображение Титании, полученное с помощью космической станции «Вояджер-2», на котором видны огромные трещины]]
Титания — самый большой и массивный спутник Урана и восьмой по массе спутник в [[Солнечная система|Солнечной системе]]{{ref+|Семь спутников, более массивных, чем Титания: [[Ганимед (спутник)|Ганимед]], [[Титан (спутник)|Титан]], [[Каллисто (спутник)|Каллисто]], [[Ио (спутник)|Ио]], [[Луна]], [[Европа (спутник)|Европа]], [[Тритон (спутник)|Тритон]]<ref name="orbit"/>.|комм.|E}}. Её плотность (1,71 г/см<sup>3</sup><ref name="Jacobson1992"/>) намного выше типичной плотности [[Спутники Сатурна|спутников Сатурна]], из чего можно сделать вывод, что спутник состоит примерно наполовину из водяного льда и наполовину из тяжёлых неледяных составляющих<ref name="Hussmann2006"/>, которые могут включать камень и органику<ref name="Smith1986"/>. С помощью [[Инфракрасная спектроскопия|инфракрасной спектроскопии]], сделанной в 2001—2005 годах, наличие водяного льда на поверхности спутника было подтверждено<ref name="Grundy2006"/>. Его [[Спектральная линия поглощения|полосы поглощения]] сильнее выражены на ведущем полушарии (направленном в сторону движения по орбите), чем на ведомом. Эта ситуация обратна наблюдаемой на [[Оберон (спутник)|Обероне]]<ref name="Grundy2006"/>. Причины этой асимметрии неизвестны; предполагается, что они связаны с бомбардировкой поверхности заряженными частицами из магнитосферы Урана, которая воздействует именно на ведомое полушарие спутника<ref name="Grundy2006"/>. Ионы могут распылять водяной лёд, разлагать метан, образующий со льдом [[Газовые гидраты|газовый гидрат]] (клатрат), и другие органические вещества, образовывая тёмную, богатую углеродом, смесь веществ<ref name="Grundy2006"/>.

Кроме водяного льда, при помощи инфракрасной спектроскопии на Титании был обнаружен замёрзший [[углекислый газ]]. Он находится главным образом на ведомом полушарии<ref name="Grundy2006"/>. Его происхождение не совсем понятно. Он мог образоваться на поверхности из [[карбонат]]ов или [[Органические вещества|органических веществ]] под влиянием солнечного [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетового излучения]] или ионов, прибывающих из магнитосферы Урана. Последнее может объяснить асимметрию в распределении диоксида углерода по поверхности спутника, потому что эти ионы бомбардируют именно ведомое полушарие. Другой возможный источник — дегазация водяного льда на поверхности Титании. В таком случае высвобождение CO<sub>2</sub> могло бы быть связано с прошлой геологической активностью Титании<ref name="Grundy2006"/>.

Возможно, Титания [[Гравитационная дифференциация|дифференцирована]] на каменное ядро и ледяную мантию<ref name="Hussmann2006"/>. Если это так, то с учётом состава этого спутника можно рассчитать, что масса ядра составляет 58 % массы Титании, а его радиус — 66 % радиуса спутника (около 520 км). [[Давление]] в центре Титании — около 0,58 [[Паскаль (единица измерения)|ГПа]] (5,8 [[Бар (единица измерения)|кбар]])<ref name="Hussmann2006"/>. Состояние ледяной мантии остаётся неясным. Если лёд содержит достаточное количество [[аммиак]]а или другого [[антифриз]]а, то на границе ядра и мантии может быть жидкий океан. Если он действительно существует, то его толщина может достигать 50 километров, с температурой около 190 [[Кельвин (единица)|К]]<ref name="Hussmann2006"/>. Однако модели внутренней структуры Титании сильно зависят от истории температурного режима спутника, которая плохо известна.

== Поверхность ==
[[Файл:Titania (moon) labeled-ru.jpg|thumb|300px|Титания. Подписаны некоторые детали рельефа]]
Среди крупных спутников Урана Титания по яркости находится посередине, между тёмными [[Оберон (спутник)|Обероном]] и [[Умбриэль (спутник)|Умбриэлем]] и светлыми [[Ариэль (спутник)|Ариэлем]] и [[Миранда (спутник)|Мирандой]]<ref name="Karkoschka2001"/>. Поверхность Титании демонстрирует сильный [[оппозиционный эффект]]: при увеличении фазового угла с 0° до 1° отражательная способность уменьшается с 35 % до 25 %. У Титании относительно низкое [[альбедо]] Бонда — около 17 %<ref name="Karkoschka2001"/>. Она имеет красный оттенок, но менее сильный, чем у Оберона<ref name="Bell1991"/>. Однако свежие следы ударов на поверхности более синие, а гладкие равнины, расположенные на ведущем полушарии вблизи {{iw|Урсула (кратер)|кратера Урсула||Ursula (crater)}} и вдоль некоторых [[грабен]]ов, немного краснее<ref name="Bell1991"/><ref name="Plescia1987"/>. Ведущее полушарие в целом краснее ведомого примерно на 8 %<ref name="Buratti1991"/>. Это различие может быть связано с гладкими равнинами и быть случайным<ref name="Bell1991"/>. Вообще говоря, покраснение поверхности может быть следствием [[Космическая эрозия|космической эрозии]], вызванной бомбардировкой заряженными частицами и микро[[метеорит]]ами на протяжении миллиардов лет<ref name="Bell1991"/>. Но в случае Титании покраснение ведущего полушария, скорее всего, связано с оседанием на нём пыли, поступающей, возможно, с внешних спутников Урана<ref name="Buratti1991"/>.

На Титании три основных типа деталей рельефа: [[Ударный кратер|кратеры]], [[каньон]]ы и уступы<ref name="gazetteer_Titania"/>. Она слабее испещрена кратерами, чем Оберон или Умбриэль, что говорит об относительной молодости её поверхности<ref name="Plescia1987"/>. Диаметр кратеров достигает приблизительно 330 км. Такой размер имеют кратер [[Гертруда (кратер)|Гертруда]] (самый большой наименованный кратер на спутниках Урана)<ref name="gazetteer_Gertrude"/> и один безымянный гипотетический кратер плохой сохранности (см. ниже)<ref name="Plescia1987"/>. Некоторые кратеры (например, Урсула или Джессика) окружены яркими лучами выбросов водяного льда<ref name="Smith1986"/>. Все большие кратеры на Титании имеют плоское дно и центральную горку. Единственное исключение — кратер Урсула, в центре которого находится яма (возможно, меньший кратер)<ref name="Plescia1987"/>. К западу от кратера Гертруда расположена область со сложным неправильным рельефом, именуемая «безымянным бассейном», которая может быть сильно разрушенным кратером с диаметром около 330 км<ref name="Plescia1987"/>.

Изученная часть поверхности спутника изрезана системой [[разлом]]ов и обрывов, являющихся результатом относительно недавней геологической активности. На ней много каньонов<ref name="Croft1989"/>, представляющих собой [[грабен]]ы — опущенные участки поверхности между двумя параллельными разломами коры<ref name="Smith1986"/>. Грабены на Титании в среднем имеют ширину 20—50 км, глубину 2—5 км<ref name="Smith1986"/> и, вероятно, являются самыми молодыми деталями рельефа — они пересекают и кратеры, и гладкие равнины<ref name="Croft1989"/>. Самый большой из них — {{iw|Каньон Мессина|каньон Мессина||Messina Chasma}} ({{lang-la|Messina Chasma}}), достигающий без малого 1500 км в длину и тянущийся от экватора почти до южного полюса<ref name="gazetteer_Titania"/>. Некоторые каньоны окружены светлыми лучевыми системами. По данным [[Поляриметрия|поляриметрических]] измерений, поверхность вокруг каньонов покрыта слоем пористого вещества. По одной из гипотез, это — водный [[Иней (атмосферные осадки)|иней]], конденсировавшийся на поверхности после излияний жидкости из трещин. Обрывы, не связанные с каньонами, называют [[Уступ (планетная номенклатура)|уступами]] ({{lang-la|Rupes}}), как, например, {{iw|Уступ Руссильон|уступ Руссильон||Rousillon Rupes}}, находящийся возле кратера Урсула<ref name="gazetteer_Titania"/>.

На снимках, сделанных [[Космический аппарат|космическим аппаратом]] «[[Вояджер-2]]», области вдоль некоторых обрывов и возле Урсулы на снимках с таким разрешением выглядят гладкими. Эти области, вероятно, появились гораздо позже большинства кратеров. Сглаживание ландшафта могло быть либо эндогенным (связанным с извержением жидкости — [[криовулканизм]]ом), либо обусловлено выбросами из близлежащих кратеров<ref name="Plescia1987"/>.

Рельеф Титании определяется двумя противодействующими процессами: образованием ударных кратеров и эндогенным сглаживанием поверхности<ref name="Croft1989"/>. Первый процесс действовал на всей поверхности спутника в течение всей его истории. Второй процесс, тоже глобального характера, действовал не с самого начала<ref name="Plescia1987"/>. Он стёр изначальный сильно кратерированный ландшафт, чем объясняется сегодняшняя редкость ударных кратеров на этом спутнике<ref name="Smith1986"/>. Позже, возможно, происходили дополнительные изменения поверхности, которые сформировали гладкие равнины<ref name="Smith1986"/>. Возможно, эти равнины — участки, покрытые выбросами из близлежащих кратеров<ref name="Croft1989"/>. Самые недавние эндогенные процессы были в основном тектоническими; они стали причиной появления каньонов — фактически гигантских трещин в ледяной коре. Растрескивание коры было вызвано глобальным расширением Титании примерно на 0,7 %<ref name="Croft1989"/>.

[[Файл:Messina Chasma.jpg|thumb|120px|Каньон Мессина — крупнейший из известных каньонов на Титании]]
{| class="wikitable" style="text-align:center;"
|+ Наименования деталей рельефа Титании<ref name="gazetteer_Titania"/><ref name="gazetteer_Tit_craters"/><small> (взяты из произведений Шекспира)<ref name="Strobell1987"/></small>
! Наименование !! Названо в честь !! Тип !! Длина (диаметр), км !! Координаты
|-
| Каньон Бельмонт || [[Бельмонте-Калабро|Бальмонт]], [[Италия]] («[[Венецианский купец]]»)
| rowspan="2"|[[Каньон]] || 238 || {{coord|-8.5|32.6|dim:238km_globe:titania}}
|-
| {{iw|Каньон Мессина|Каньон Мессина||Messina Chasma}} || [[Мессина]], [[Италия]] («[[Много шума из ничего]]») || 1 492 || {{coord|-33.3|335|dim:1492km_globe:titania}}
|-
| {{iw|Уступ Руссильон|Уступ Руссильон||Rousillon Rupes}} || [[Руссильон (провинция)|Руссильон]], [[Франция]] («[[Всё хорошо, что хорошо кончается]]») || Уступ || 402 || {{coord|-14.7|23.5|dim:402km_globe:titania}}
|-
| Адриана || Адриана («[[Комедия ошибок]]»)
| rowspan ="15"|[[Ударный кратер|Кратер]] || 50 || {{coord|-20.1|3.9|dim:50km_globe:titania}}
|-
| Бона || Бона («[[Генрих VI, часть 3]]») || 51 || {{coord|-55.8|351.2|dim:51km_globe:titania}}
|-
| Кальпурния || [[Кальпурния Пизонис]] («[[Юлий Цезарь (трагедия)|Юлий Цезарь]]») || 100 || {{coord|-42.4|291.4|dim:100km_globe:titania|name=Calphurnia crater}}
|-
| Элеонора || [[Алиенора Аквитанская|Элеонора Аквитанская]] («[[Король Иоанн]]») || 74 || {{coord|-44.8|333.6|dim:74km_globe:titania}}
|-
| [[Гертруда (кратер)|Гертруда]] || Гертруда («[[Гамлет, принц датский|Гамлет]]») || 326 || {{coord|-15.8|287.1|dim:326km_globe:titania}}
|-
| Имогена || Имогена («[[Цимбелин]]») || 28 || {{coord|-23.8|321.2|dim:28km_globe:titania}}
|-
| Ира || Ира («[[Антоний и Клеопатра (пьеса)|Антоний и Клеопатра]]») || 33 || {{coord|-19.2|338.8|dim:33km_globe:titania}}
|-
| Джессика || Джессика («[[Венецианский купец]]») || 64 || {{coord|-55.3|285.9|dim:64km_globe:titania}}
|-
| Екатерина || Екатерина («[[Генрих VIII (пьеса)|Генрих VIII]]») || 75 || {{coord|-51.2|331.9|dim:75km_globe:titania}}
|-
| Лючетта || Лючетта («[[Два веронца]]») || 58 || {{coord|-14.7|277.1|dim:58km_globe:titania}}
|-
| Марина || Марина («[[Перикл (пьеса)|Перикл]]») || 40 || {{coord|-15.5|316|dim:40km_globe:titania}}
|-
| Мопса || Мопса («[[Зимняя сказка]]») || 101 || {{coord|-11.9|302.2|dim:101km_globe:titania}}
|-
| Фрина || Фрина («[[Тимон Афинский]]») || 35 || {{coord|-24.3|309.2|dim:35km_globe:titania}}
|-
| {{iw|Урсула (кратер)|Урсула||Ursula (crater)}} || Урсула («[[Много шума из ничего]]») || 135 || {{coord|-12.4|45.2|dim:135km_globe:titania}}
|-
| Валерия || Валерия («[[Кориолан (трагедия)|Кориолан]]») || 59 || {{coord|-34.5|4.2|dim:59km_globe:titania}}
|}

== Атмосфера ==
[[Инфракрасное излучение|Инфракрасная спектроскопия]], проведённая в 2001—2005 годах, показала наличие на поверхности Титании водяного [[Лёд|льда]] и [[Оксид углерода(IV)|диоксида углерода]]. Это указывает на то, что спутник может обладать незначительной сезонной [[Атмосфера|атмосферой]], состоящей из углекислого газа с [[Атмосферное давление|атмосферным давлением]] около 10<sup>−13</sup> [[Бар (единица измерения)|бар]], такой же как у спутника [[Юпитер (планета)|Юпитера]] [[Каллисто (спутник)|Каллисто]]<ref name="Widemann2009"/>. Такие газы, как [[азот]] или [[метан]], вряд ли могут присутствовать, потому что слабая [[гравитация]] Титании не может предотвратить их утечку в [[космическое пространство]]. При максимальной температуре в 89 К, достижимой во время [[Солнцестояние|летнего солнцестояния]] на Титании, давление [[Насыщенный пар|насыщенных паров]] [[Оксид углерода(IV)|диоксида углерода]] составляет около 3 нбар<ref name="Widemann2009"/>.

8 сентября 2001 произошло [[Покрытие (астрономия)|покрытие]] Титанией яркой звезды (HIP 106829) с видимой [[Звёздная величина|величиной]] 7,2. Это событие позволило уточнить диаметр спутника и установить верхний предел плотности его атмосферы. Он оказался равным 10—20 нанобар. Таким образом, если атмосфера у Титании существует, то она намного разрежённее, чем у [[Тритон (спутник)|Тритона]] или [[Плутон (карликовая планета)|Плутона]]. Однако эти измерения фактически не дали ничего нового, поскольку данный предел в несколько раз больше, чем максимально возможное давление углекислого газа у поверхности Титании<ref name="Widemann2009"/>.

Из-за специфической геометрии системы Урана полюса Титании получают больше солнечной энергии, чем её экватор<ref name="Grundy2006"/>. Так как летучесть CO<sub>2</sub> растёт с температурой<ref name="Widemann2009"/>, он может скапливаться в [[Тропический пояс|тропическом поясе]] Титании, где сможет стабильно существовать в виде льда на участках с высоким [[альбедо]] и в затенённых областях. Когда в одном полушарии лето, температура на полюсе достигает 85—90 К<ref name="Grundy2006"/><ref name="Widemann2009"/>, диоксид углерода [[Сублимация (физика)|сублимируется]] и мигрирует на ночную сторону. Накопленный углекислый лёд может быть высвобожден частицами [[Магнитосфера|магнитосферной]] плазмы, которые распыляют его с поверхности. Считается, что Титания со времён своего формирования, произошедшего примерно 4,6 миллиардов лет назад, потеряла существенное количество диоксида углерода<ref name="Grundy2006"/>.

== Происхождение и эволюция ==
Как и все крупные спутники Урана, Титания, вероятно, сформировалась из [[Аккреционный диск|аккреционного диска]] газа и пыли, который либо существовал вокруг Урана в течение какого-то времени после формирования планеты, либо появился при огромном столкновении, которое, скорее всего, и дало Урану очень большой [[наклон оси вращения]]<ref name="Mousis2004"/>. Точный состав диска неизвестен, однако относительно высокая плотность спутников Урана по сравнению со спутниками Сатурна указывает на то, что он содержал меньше воды{{ref+|Например, [[Тефия (спутник)|Тефия]] — спутник Сатурна — имеет плотность 0,97 {{nobr|г/см³}}, что указывает на то, что он более чем на 90 % состоит из воды<ref name="Grundy2006"/>.|комм.|F}}<ref name="Smith1986"/>. Значительные количества [[углерод]]а и [[азот]]а могут находиться в виде [[Оксид углерода(II)|CO]] и N<sub>2</sub>, а не в виде [[метан]]а и [[аммиак]]а<ref name="Mousis2004"/>. Спутник, сформировавшийся из такого диска, должен содержать меньше водяного льда (с клатратами CO и N<sub>2</sub>) и больше каменистых пород, что объясняло бы его высокую плотность<ref name="Smith1986"/>.

Образование Титании, вероятно, продолжалось несколько тысяч лет<ref name="Mousis2004"/>. Её внешние слои разогревались под воздействием аккреции<ref name="Squyres1988"/>. Максимальная температура (около {{s|250 K}}) была на глубине около 60 километров<ref name="Squyres1988"/>. После завершения формирования внешний слой остыл, а внутренний стал нагреваться из-за распада [[Радиоактивные элементы|радиоактивных элементов]] в недрах<ref name="Smith1986"/>. Поверхностный слой за счёт охлаждения сжимался, в то время как нагревающийся внутренний — расширялся. Это вызвало в коре Титании сильное механическое [[механическое напряжение|напряжение]], которое могло привести к образованию [[разлом]]ов. Возможно, именно так появилась существующая сейчас система каньонов. Этот процесс длился около 200 миллионов лет<ref name="Hillier1991"/> и, следовательно, прекратился несколько миллиардов лет назад<ref name="Smith1986"/>.

Тепла от изначальной [[аккреция|аккреции]] и продолжавшегося далее распада радиоактивных элементов могло хватить для плавления льда в недрах, если в нём присутствовали какие-либо [[антифриз]]ы — [[аммиак]] или [[соль]]<ref name="Squyres1988"/>. Таяние могло привести к отделению льда от камня и формированию каменного ядра, окружённого ледяной мантией. На их границе мог появиться слой жидкой воды, содержащей аммиак. [[Эвтектика|Эвтектическая]] температура их смеси — {{s|176 К}}<ref name="Hussmann2006"/>. Если температура океана опускалась ниже этого значения, то сейчас он замёрзший. Замерзание привело бы к его расширению, и это могло внести вклад в растрескивание коры и образование каньонов<ref name="Plescia1987"/>. Однако про геологическую историю Титании известно довольно мало.

== Космические исследования ==
Единственные имеющиеся изображения Титании крупным планом были получены «[[Вояджер-2|Вояджером-2]]» во время исследований системы Урана в январе 1986 года. Он сближался с Титанией на 365 200 км<ref name="Stone1987"/> и отснял её с разрешением около 3,4 километра (с лучшим были сняты только Миранда и Ариэль)<ref name="Plescia1987"/>. Изображения покрывают 40 % поверхности, но только 24 % её сняты с точностью, требуемой для [[Геологическая карта|геологического картирования]]. Во время полёта [[Солнце]] освещало южное полушарие Титании (как и других спутников Урана). Таким образом, северное полушарие было в тени и не могло быть изучено<ref name="Smith1986"/>.

Никакой другой космический аппарат никогда не посещал Уран или Титанию. Рассматриваются проекты таких миссий<ref name="Clark"/>.

== См. также ==
* [[Уран (планета)|Уран]]
* [[Спутники Урана]]

== Комментарии ==
{{примечания|group=комм.|refs=
{{ref+|Рассчитано в приближении шарообразной формы спутника по радиусу ''r'' [[Шар#Основные геометрические формулы|таким образом]]: <math>4\pi r^2</math>.|комм.|A}}
{{ref+|Рассчитано в приближении шарообразной формы спутника по радиусу ''r'' [[Шар#Основные геометрические формулы|таким образом]]: <math>4\pi r^3/3</math>.|комм.|B}}
{{ref+|Рассчитано в приближении шарообразной формы спутника по массе ''m'', [[Гравитационная постоянная|гравитационной постоянной]] ''G'' и радиусу ''r'' [[Ускорение свободного падения#Гравитационное ускорение|таким образом]]: <math>Gm/r^2</math>.|комм.|C}}
{{ref+|Пять крупнейших спутников Урана: [[Миранда (спутник)|Миранда]], [[Ариэль (спутник)|Ариэль]], [[Умбриэль (спутник)|Умбриэль]], Титания и [[Оберон (спутник)|Оберон]]. Все остальные значительно меньших размеров.|комм.|D}}
}}

== Примечания ==
{{примечания |2| refs=
<ref name="Arlot2008">{{статья
 |автор    = Arlot J.-E.; Dumas C.; Sicardy B.
 |заглавие = Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT
 |язык     = en
 |издание  = [[Astronomy and Astrophysics]]
 |год      = 2008
 |том      = 492
 |номер    = 2
 |страницы = 599—602
 |doi      = 10.1051/0004-6361:200810134
 |bibcode  = 2008A&A...492..599A
 |издательство= [[EDP Sciences]]
 }}</ref>
<ref name="Bell1991">{{статья
 |автор               = Bell III J. F.; McCord T. B.
 |заглавие         = A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images
 |ссылка             = http://adsabs.harvard.edu/abs/1991LPSC...21..473B
 |язык                 = en
 |издание           = Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990
 |место               = Houston, TX, United States
 |издательство = Lunar and Planetary Sciences Institute
 |год                   = 1991
 |страницы         = 473—489
 |archivedate              = 2019-05-03
 |archiveurl               = https://web.archive.org/web/20190503094416/http://adsabs.harvard.edu/abs/1991LPSC...21..473B
}}</ref>
<ref name="Buratti1991">{{статья
 |автор    = Buratti B. J.; Mosher, Joel A.
 |заглавие = Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites
 |язык     = en
 |издание  =[[Icarus (журнал)|Icarus]]
 |год      = 1991
 |том      = 90
 |страницы = 1—13
 |doi      = 10.1016/0019-1035(91)90064-Z
 |bibcode  = 1991Icar...90....1B
 |издательство= [[Elsevier]]
 }}</ref>
<ref name="Croft1989">{{статья
 |автор               = Croft S. K.
 |заглавие         = New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda
 |ссылка             = http://adsabs.harvard.edu/full/1989LPI....20..205C
 |язык                 = en
 |издание           = Proceeding of Lunar and Planetary Sciences
 |место               = Houston
 |издательство = Lunar and Planetary Sciences Institute
 |год                   = 1989
 |том                   = 20
 |страницы         = 205C
 |archivedate              = 2017-08-31
 |archiveurl               = https://web.archive.org/web/20170831230551/http://adsabs.harvard.edu/full/1989LPI....20..205C
}}</ref>
<ref name="gazetteer_Gertrude">{{cite web
 |title=Gertrude
 |website=Gazetteer of Planetary Nomenclature
 |publisher=International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN)
 |url=https://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature/2150
 |accessdate=2009-06-03
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20220920170326/https://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature/2150
 |archivedate=2022-09-20
 |deadlink=no
 }}</ref>
<ref name="gazetteer_Tit_craters">{{cite web
 |url         = https://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?Target=96_Titania&Feature%20Type=9_Crater,%20craters
 |title       = Titania: craters
 |website     = Gazetteer of Planetary Nomenclature
 |publisher   = International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN)
 |accessdate  = 2022-10-25
 |lang        = en
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20220908161916/https://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?Target=96_Titania&Feature%20Type=9_Crater,%20craters
 |archivedate = 2022-09-08
 |deadlink    = no
}}</ref>
<ref name="gazetteer_Titania">{{cite web
 |url         = https://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/TITANIA/target
 |title       = Target: Titania
 |website     = Gazetteer of Planetary Nomenclature
 |publisher   = International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN)
 |accessdate  = 2013-03-06
 |lang        = en
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20221021193010/https://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/TITANIA/target
 |archivedate = 2022-10-21
 |deadlink    = no
}}</ref>
<ref name="Grundy2006">{{статья
 |автор    = Grundy W. M.; Young L. A.; Spencer J. R.; et al.
 |заглавие = Distributions of H<sub>2</sub>O and CO<sub>2</sub> ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations
 |язык     = en
 |издание  =[[Icarus (журнал)|Icarus]]
 |год      = 2006
 |том      = 184
 |номер    = 2
 |страницы = 543—555
 |doi      = 10.1016/j.icarus.2006.04.016
 |bibcode  = 2006Icar..184..543G
 |arxiv    = 0704.1525
 |издательство= [[Elsevier]]
 }}</ref>
<ref name="Herschel1787">{{статья
 |автор    = Herschel, William.
 |заглавие = An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet
 |ссылка   = https://www.jstor.org/pss/106717
 |язык     = en
 |издание  = [[Philosophical Transactions of the Royal Society of London]]
 |год      = 1787
 |том      = 77
 |страницы = 125—129
 |doi      = 10.1098/rstl.1787.0016
 |jstor    = 106717
}}</ref>
<ref name="Herschel1788">{{статья
 |автор    = Herschel, William.
 |заглавие = On the Georgian Planet and Its Satellites
 |язык     = en
 |издание  = [[Philosophical Transactions of the Royal Society of London]]
 |год      = 1788
 |том      = 78
 |страницы = 364—378
 |doi      = 10.1098/rstl.1788.0024
 |bibcode  = 1788RSPT...78..364H
}}</ref>
<ref name="Herschel1798">{{статья
 |автор    = Herschel, William.
 |заглавие = 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
 |язык     = en
 |издание  = [[Philosophical Transactions of the Royal Society of London]]
 |год      = 1798
 |том      = 88
 |страницы = 47—79
 |doi      = 10.1098/rstl.1798.0005
 |bibcode  = 1798RSPT...88...47H
}}</ref>
<ref name="Herschel1834">{{статья
 |автор    = Herschel, John.
 |заглавие = On the Satellites of Uranus
 |язык     = en
 |издание  = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |год      = 1834
 |том      = 3
 |номер    = 5
 |страницы = 35—36
 |bibcode  = 1834MNRAS...3Q..35H
 |doi      = 10.1093/mnras/3.5.35
 |jstor    = 106717
 |издательство= [[Oxford University Press]]
 }}</ref>
<ref name="Hillier1991">{{статья
 |автор    = Hillier J.; Squyres, Steven.
 |заглавие = Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus
 |язык     = en
 |издание  ={{Нп3|Journal of Geophysical Research}}
 |год      = 1991
 |том      = 96
 |номер    = E1
 |страницы = 15665—15674
 |doi      = 10.1029/91JE01401
 |bibcode  = 1991JGR....9615665H
 }}</ref>
<ref name="Hussmann2006">{{статья
 |автор               = Hussmann H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman
 |заглавие         = Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects
 |ссылка             = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..258H
 |язык                 = en
 |издание           = [[Icarus (журнал)|Icarus]]
 |год                   = 2006
 |том                   = 185
 |номер               = 1
 |страницы         = 258—273
 |doi                      = 10.1016/j.icarus.2006.06.005
 |bibcode                  = 2006Icar..185..258H
 |издательство = [[Elsevier]]
 |archivedate              = 2007-10-11
 |archiveurl               = https://web.archive.org/web/20071011123945/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..258H
}}</ref>
<ref name="Jacobson1992">{{статья
 |автор    = Jacobson R. A.; Campbell J. K.; Taylor A. H. and Synnott S. P.
 |заглавие = The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data
 |язык     = en
 |издание  = [[The Astronomical Journal]]
 |год      = 1992
 |том      = 103
 |номер    = 6
 |страницы = 2068—2078
 |doi      = 10.1086/116211
 |bibcode  = 1992AJ....103.2068J
 |издательство= [[IOP Publishing]]
 }}</ref>
<ref name="Karkoschka2001">{{статья
 |автор    = Karkoschka E.
 |заглавие = Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope
 |язык     = en
 |издание  =[[Icarus (журнал)|Icarus]]
 |год      = 2001
 |том      = 151
 |страницы = 51—68
 |doi      = 10.1006/icar.2001.6596
 |bibcode  = 2001Icar..151...51K
 |издательство= [[Elsevier]]
 }}</ref>
<ref name="Kuiper1949">{{статья
 |автор    = Kuiper G. P.
 |заглавие = The Fifth Satellite of Uranus
 |язык     = en
 |издание  =[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]
 |год      = 1949
 |том      = 61
 |номер    = 360
 |страницы = 129
 |doi      = 10.1086/126146
 |bibcode  = 1949PASP...61..129K
 }}</ref>
<ref name="Lassell1848">{{статья
 |автор    = Lassell W.
 |заглавие = Observations of Satellites of Uranus
 |язык     = en
 |издание  = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |год      = 1848
 |том      = 8
 |номер    = 3
 |страницы = 43—44
 |bibcode  = 1848MNRAS...8...43.
 |doi=10.1093/mnras/8.3.43
 |издательство= [[Oxford University Press]]
 }}</ref>
<ref name="Lassell1850">{{статья
 |автор    = Lassell W.
 |заглавие = Bright Satellites of Uranus
 |язык     = en
 |издание  = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |год      = 1850
 |том      = 10
 |номер    = 6
 |страницы = 135
 |bibcode  = 1850MNRAS..10..135L
 |doi      = 10.1093/mnras/10.6.135
 |издательство= [[Oxford University Press]]
 }}</ref>
<ref name="Lassell1851-1">{{статья
 |автор    = Lassell W.
 |заглавие = Letter from William Lassell, Esq., to the Editor
 |язык     = en
 |издание  =[[The Astronomical Journal]]
 |год      = 1851
 |том      = 2
 |номер    = 33
 |страницы = 70
 |doi      = 10.1086/100198
 |bibcode  = 1851AJ......2...70L
 |издательство= [[IOP Publishing]]
 }}</ref>
<ref name="Lassell1851-2">{{статья
 |автор    = Lassell W.
 |заглавие = On the interior satellites of Uranus
 |язык     = en
 |издание  = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |год      = 1851
 |том      = 12
 |страницы = 15—17
 |bibcode  = 1851MNRAS..12...15L
 |издательство= [[Oxford University Press]]
 }}</ref>
<ref name="Lassell1852">{{статья
 |автор    = Lassell W.
 |заглавие = Beobachtungen der Uranus-Satelliten
 |язык     = en
 |издание  = [[Astronomische Nachrichten]]
 |год      = 1852
 |том      = 34
 |страницы = 325
 |bibcode  = 1852AN.....34..325.
 |издательство= [[John Wiley & Sons|Wiley-VCH]]
 }}</ref>
<ref name="Miller2009">{{статья
 |автор    = Miller C.; Chanover N. J.
 |заглавие = Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel
 |язык     = en
 |издание  =[[Icarus (журнал)|Icarus]]
 |год      = 2009
 |том      = 200
 |номер    = 1
 |страницы = 343—346
 |doi      = 10.1016/j.icarus.2008.12.010
 |bibcode  = 2009Icar..200..343M
 |издательство= [[Elsevier]]
 }}</ref>
<ref name="Mousis2004">{{статья
 |автор    = Mousis O.
 |заглавие = Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula — Implications for regular satellite composition
 |язык     = en
 |издание  =[[Astronomy and Astrophysics]]
 |год      = 2004
 |том      = 413
 |страницы = 373—380
 |doi      = 10.1051/0004-6361:20031515
 |bibcode  = 2004A&A...413..373M
 |издательство= [[EDP Sciences]]
 }}</ref>
<ref name="Ness1986">{{статья
 |автор    = Ness N. F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al.
 |заглавие = Magnetic Fields at Uranus
 |язык     = en
 |издание  = [[Science]]
 |год      = 1986
 |том      = 233
 |номер    = 4759
 |страницы = 85—89
 |doi      = 10.1126/science.233.4759.85
 |bibcode  = 1986Sci...233...85N
 |pmid     = 17812894
}}</ref>
<ref name="Newton1995">{{книга
 | автор         = Newton, Bill; Teece, Philip
 | заглавие      = The guide to amateur astronomy
 | ссылка        = https://books.google.com/?id=l2TNnHkdDpkC
 | место         = Cambridge
 | издательство  = [[Cambridge University Press]]
 | год           = 1995
 | pages         = 109
 | isbn          = 978-0-521-44492-7
}}</ref>
<ref name="orbit">{{cite web
 |title=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters
 |publisher=Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology
 |url=https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem
 |accessdate=2013-03-06
 |archiveurl=https://www.webcitation.org/617VryYmR?url=https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem
 |archivedate=2011-08-22
 |deadlink=no
 }}</ref>
<ref name="Plescia1987">{{статья
 |автор    = Plescia J. B.
 |заглавие = Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon
 |язык     = en
 |издание  ={{Нп3|Journal of Geophysical Research}}
 |год      = 1987
 |том      = 92
 |номер    = A13
 |страницы = 14918—14932
 |doi      = 10.1029/JA092iA13p14918
 |bibcode  = 1987JGR....9214918P
 }}</ref>
<ref name="Smith1986">{{статья
 |автор    = Smith B. A.; Soderblom L. A.; Beebe A.; et al.
 |заглавие = Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results
 |язык     = en
 |издание  = [[Science]]
 |год      = 1986
 |том      = 233
 |номер    = 4759
 |страницы = 97—102
 |doi      = 10.1126/science.233.4759.43 
 |bibcode  = 1986Sci...233...43S
 |pmid     = 17812889
}}</ref>
<ref name="Squyres1988">{{статья
 |автор    = Squyres S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix
 |заглавие = Accretional heating of satellites of Saturn and Uranus
 |язык     = en
 |издание  ={{Нп3|Journal of Geophysical Research}}
 |год      = 1988
 |том      = 93
 |номер    = B8
 |страницы = 8779—8794
 |doi      = 10.1029/JB093iB08p08779
 |bibcode  = 1988JGR....93.8779S
 }}</ref>
<ref name="Stone1987">{{статья
 |автор    = Stone E. C.
 |заглавие = The Voyager 2 Encounter With Uranus
 |язык     = en
 |издание  ={{Нп3|Journal of Geophysical Research}}
 |год      = 1987
 |том      = 92
 |номер    = A13
 |страницы = 14873—14876
 |doi      = 10.1029/JA092iA13p14873
 |bibcode  = 1987JGR....9214873S
 }}</ref>
<ref name="Strobell1987">{{статья
 |автор    = Strobell M. E.; Masursky H.
 |заглавие = New Features Named on the Moon and Uranian Satellites
 |язык     = en
 |издание  = Abstracts of the Lunar and Planetary Science
 |год      = 1987
 |том      = 18
 |страницы = 964—965
 |bibcode  = 1987LPI....18..964S
}}</ref>
<ref name="Struve1848">{{статья
 |автор    = Struve O.
 |заглавие = Note on the Satellites of Uranus
 |язык     = en
 |издание  = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |год      = 1848
 |том      = 8
 |номер    = 3
 |страницы = 44—47
 |bibcode  = 1848MNRAS...8...43.
 |doi      = 10.1093/mnras/8.3.43
 |издательство= [[Oxford University Press]]
 }}</ref>
<ref name="Widemann2009">{{статья
 |автор               = Widemann T.; Sicardy B.; Dusser R.; et al.
 |заглавие         = Titania’s radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation
 |ссылка             = http://www.lesia.obspm.fr/perso/thomas-widemann/eprint/Widemann_etal2009.pdf
 |язык                 = en
 |издание           = [[Icarus (журнал)|Icarus]]
 |год                   = 2008
 |том                   = 199
 |номер               = 2
 |страницы         = 458—476
 |doi                      = 10.1016/j.icarus.2008.09.011
 |jstor                    = 2009Icar..199..458W
 |издательство = [[Elsevier]]
 |archivedate              = 2014-07-25
 |archiveurl               = https://web.archive.org/web/20140725162821/http://www.lesia.obspm.fr/perso/thomas-widemann/eprint/Widemann_etal2009.pdf
}}</ref>
<ref name="Clark">{{cite web
 |url          = https://spaceflightnow.com/2015/08/25/uranus-neptune-in-nasas-sights-for-new-robotic-mission/
 |title        = Uranus, Neptune in NASA’s sights for new robotic mission
 |author       = Clark, Stephen.
 |publisher    = Spaceflight Now
 |date         = 2015-08-25
 |lang         = en
 |access-date  = 2019-12-02
 |archive-date = 2019-11-07
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20191107075537/https://spaceflightnow.com/2015/08/25/uranus-neptune-in-nasas-sights-for-new-robotic-mission/
 |deadlink     = no
}}</ref>
}}

== Ссылки ==
{{Навигация
|Викисловарь =
|Викиучебник =
|Викицитатник =
|Викитека =
|Викиновости =
|Метавики =
}}
* {{cite web |url=https://solarsystem.nasa.gov/moons/uranus-moons/titania/in-depth/.html |title=Информация о Титании на сайте NASA |archiveurl=https://web.archive.org/web/20211115051158/https://solarsystem.nasa.gov/moons/uranus-moons/titania/in-depth/ |archivedate=2021-11-15}}
* {{cite web |url=http://solarviews.com/eng/titania.htm |title=Информация о Титании на сайте Views of the Solar System |archiveurl=https://web.archive.org/web/20220212165226/https://solarviews.com/eng/titania.htm |archivedate=2022-02-12}}
* {{cite web |url=http://www.nineplanets.org/titania.html |title=Информация о Титании на сайте Nineplanets |archiveurl=https://web.archive.org/web/20211114003029/https://nineplanets.org/titania/ |archivedate=2021-11-14}}

{{Внешние ссылки}}
{{Спутники Урана}}
{{Спутники Солнечной системы}}
{{Система Урана}}
{{Солнечная система}}
{{Хорошая статья|Астрономия}}

[[Категория:Титания| ]]
[[Категория:Астрономические объекты, открытые в 1787 году]]
[[Категория:Объекты, названные в честь литературных героев]]