La superficie de Titania esta 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 del 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.
La geología de Titania estuvo influida por dos fuerzas antagónicas: la formación de cráteres de impacto y los procesos endógenos. La primera ha actuado durante toda la historia del satélite y abarco toda la superficie del satélite. Los segundos también fueron globales en su alcance, pero sólo fueron activos durante un tiempo concreto después de su formación. Estos procesos arrasaron el terreno original fuertemente craterizado, explicando el relativamente bajo número de cráteres presentes en la superficie de Titania hoy en día. Episodios posteriores de remodelado superficial pueden haber ocurrido posteriormente y ser responsables de la formación de las llanuras, las cuales pueden haberse formado también por los materiales eyectados en la formación de un cráter de impacto. Los procesos endógenos más recientes fueron principalmente de naturaleza tectónica y causaron la formación de cañones que son realmente gigantescas roturas de la capa de hielo superficial. Estas roturas fueron causadas por la expansión de Titania de aproximadamente un 0,7%.
Atmósfera
La presencia de dióxido de carbono en la superficie sugiere que Titania puede tener una tenue atmósfera estacional de CO2, muy parecida a la del satélite joviano Calisto. Otros gases como nitrógeno o metano es improbable que estén presentes porque la débil gravedad del satélite no puede evitar que escapen al espacio. A la máxima temperatura alcanzable en Titania durante el solsticio de verano, 89 K, la presión de vapor del dióxido de carbono es aproximadamente de 3 nbar.
En septiembre de 2001, Titania ocultó una estrella brillante, HIP106829, de una magnitud aparente de 7.2, lo cual fue una oportunidad tanto para afinar en la medida del diámetro y otras efemérides de Titania, como para detectar una posible atmósfera. Los datos revelaron que no podría haber una atmósfera de más de entre 10 y 20 nbar, lo que la haría, si existiese, mucho más tenue que las de Tritón o Plutón. Este límite superior es varias veces mayor que la máxima presión en superficie de dióxido de carbono posible, lo que significa que las medidas no ponen restricciones a los parámetros de una posible atmósfera.
La peculiar geometría del sistema de Urano hace que los polos de los satélites reciban más energía solar que las regiones ecuatoriales. Como la presión de vapor del CO2 aumenta enormemente con la temperatura, significa que se puede acumular dióxido de carbono en las latitudes bajas de Titania, donde puede existir de manera estable en zonas de albedo alto y regiones sombreadas de la superficie en forma de hielo. Durante el verano, cuando las temperaturas polares alcanzan los 85-90 K, el dióxido de carbono se sublima y migra al polo opuesto y a las regiones ecuatoriales, dando comienzo a un tipo de ciclo del carbono. El hielo de dióxido de carbono acumulado puede ser eliminado por partículas magnetosféricas que erosionan la superficie. Se piensa que Titania ha perdido una significativa parte de su dióxido de carbono inicial desde su formación hace 4600 millones de años.
Órbita
Gira a una distancia de Urano de unos 436.000 km, tardando algo menos de nueve días terrestres en dar una vuelta completa. Su órbita es circular, y se encuentra en el plano del ecuador de Urano. Como este último tiene el eje casi perpendicular al plano de su órbita en torno al Sol, la órbita de Titania también está muy inclinada con respecto a las órbitas de la mayoría de los cuerpos del Sistema Solar.
Su forma es esférica y mide unos 1.580 km de diámetro, con lo que es el satélite más grande de Urano y el octavo en tamaño del Sistema Solar. Las mediciones de densidad indican que está constituido por hielo y roca aproximadamente a partes iguales.
Su periodo orbital es alrededor de 8,7 días coincidente con su 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 mareas.
Origen y evolución
Se piensa que Titania se formó a partir de un disco de acreción de gas y polvo que existió alrededor de Urano durante un tiempo después de su formación o que fue creado a partir de un impacto gigantesco sobre Urano que probablemente además fue el causante de la gran inclinación de su eje. La composición de esta nube no se conoce, no obstante la alta densidad de Titania y demás satélites de Urano comparados con los de Saturno indican que debía de ser relativamente pobre en agua. Cantidades significativas de nitrógeno y carbono pueden haber estado presentes en forma de monóxido de carbono y N2 en vez de amoniaco y metano. Los satélites formados en esta nube contendrían menos hielo de agua, con CO y N2 atrapados como clatratos y más roca, explicando la mayor densidad.
La acreción de Titania probablemente duró unos cuantos miles de años. Los impactos que acompañaron la acreción causaron el calentamiento de la capa externa del satélite. La máxima temperatura de alrededor de 250 K se alcanzó a la profundidad de 60 km. Antes del final del proceso de formación, la superficie se congeló mientras el interior seguía calentado debido a la desintegración de elementos radiactivos presentes en las rocas. Así la capa exterior se contrajo mientras que el interior todavía estaba caliente y dilatándose, lo que causó unas fuertes tensiones en la corteza del satélite que al final llevó a la rotura de esa superficie. El sistema de cañones que conforma la superficie de Titania puede ser el resultado de este proceso que pudo durar alrededor de 200 millones de años, lo que implica que la actividad endógena de Titania terminó hace ya miles de millones de años.
El calor inicial de la acreción junto con la desintegración de elementos radioactivos pudieron ser suficientemente intensos como para fundir el hielo si algún anticongelante, como amoniaco, en forma de hidrato, estaba presente. El proceso de fusión es posible que haya llevado a la separación del hielo de la roca y se haya formado un núcleo rocoso rodeado de un manto de hielo. Una capa de agua líquida rica en amoniaco disuelto puede haberse formado en el límite entre el núcleo y el manto. La temperatura eutéctica de esta mezcla es de 176 K. Si la temperatura ha caído por debajo de ese valor el océano interior se habría ya congelado. El proceso de congelación del agua condujo a la expansión del interior, el cual produjo a su vez los cañones de su superficie. De momento, el conocimiento que se tiene de la evolución de Titania es muy limitado.
Exploración
Las únicas imágenes cercanas de que disponemos provienen del sobrevuelo de Urano por la sonda espacial Voyager 2 en enero de 1986. Como la distancia mínima entre la sonda y Titania fue de 365.200 km, las mejores imágenes muestran una resolución de 3,4 km aproximadamente. Las imágenes cubren aproximadamente un 40% de la superficie, aunque sólo un 24% de las mismas son de buena calidad. En el momento del sobrevuelo, el hemisferio sur de Titania apuntaba al sol, mientras que el hemisferio norte estaba en oscuridad y no pudo ser estudiado. Ninguna otra sonda se ha aproximado a Urano desde entonces y ninguna misión ha sido programada en un futuro cercano.