Naposled bylo se sondou navázáno spojení 17. 2. 2004. Veškeré systémy sondy jsou v naprostém pořádku a připraveny k výzkumu Saturna. K dnešnímu dni (24. 2. 2004) sonda překonala vzdálenost 3,415 miliardy km. Během příletu k Saturnu sonda Cassini prolétne mezerou mezi prstenci F a G, ve vzdálenosti 158 500 km od středu planety. Dne 1. 7. 2004 v 01:12 UT (světového času) bude zapálen na 97 minut brzdící raketový motor a sonda přejde na oběžnou dráhu kolem Saturna. Během navádění na oběžnou dráhu sonda prolétne v minimální vzdálenosti 18 000 km od "povrchu" Saturna.

Pokud se týká velikosti, je Titan 1,5krát větší než náš Měsíc. Jako jediný měsíc ve sluneční soustavě je obklopen velmi hustou atmosférou. Tato atmosféra je ve viditelném oboru záření neprůhledná. Spatřit povrch měsíce lze pouze v oboru infračerveného nebo radiového záření.

Tým astronomů, jehož vedoucím je Don Campbell z Cornellovy univerzity, použil k těmto výzkumům největší radioteleskop na světě, nacházející se v Arecibu na Puerto Rico. Pomocí tohoto radioteleskopu o průměru 305 m byl k Titanu vyslán radiový signál o výkonu několika set kW. Slabý odražený signál byl zachycen pomocí dalšího radioteleskopu Green Bank o průměru 100 m ve Virginii. Cestu ze Země k Titanu a zpět překonal signál za dobu delší než 2 hodiny. Kombinace dvou radioteleskopů umožnila astronomům zkoumat "ozvěnu" mnohem déle. Je to proto, že Titan po krátké době zmizel ze zorného pole radioteleskopu v Arecibu vzhledem k tomu, že se jedná o pevné nepohyblivé zařízení, vybudované ve velkém kráteru. Radioteleskop se nemůže za sledovaným objektem natáčet.

Titan je podle velikosti druhým největším měsícem ve sluneční soustavě, hned za měsícem Ganymed, který obíhá kolem Jupitera. Od velkých Jupiterových měsíců se však velmi odlišuje. Ganymed, Europa a Callisto jsou z hlediska radarových odrazů docela reflektivní, kdežto Titan je tmavý, podobně jako další Saturnův měsíc Iapetus, který byl také týmem astronomů sledován.

Ve 12 z 16 částí povrchu měsíce Titan, které astronomové studovali, bylo odražené záření mimořádně intenzívní. Naznačuje to, že část radiového záření byla odražena poněkud tmavším, ale velmi rovným povrchem. To lze nejlépe vysvětlit tak, že se zde nacházejí jezera o průměrech kolem 150 km.

Tato jezera mohou být tvořena směsí metanu a etanu. Jedná se o dvě hlavní součásti přírodních plynů na Zemi, avšak na Titanu jsou vzhledem k velmi nízkým teplotám kolem -179°C v kapalném stavu. Atmosféra Titanu je tvořena převážně dusíkem, podobně jako zemské ovzduší, avšak metan je její významnou součástí. Vědci předpokládají, že metan působí na Titanu podobně jako voda na Zemi - účastní se hydrologických cyklů, tj. vzniku oblaků, deště, řek a moří.

S tím se počítalo již při vývoji modulu Huygens, který by měl být schopen pracovat i při dopadu do kapalného prostředí, které na Titanu bude mít větší hustotu než pozemské oceány. Vědci budou mít možnost poprvé studovat oceány, tvořené jinou kapalinou než je voda. Na tuto situaci bude připraven například inklinoměr měřící vlnění, měl by se měřit i index lomu kapaliny a pomocí sonaru i hloubka, pokud bude menší než 1 km.

Jaké bude doopravdy složení oceánů na Titanu? Jaký bude charakter vlnění na povrchu moří? Existuje zde pobřežní eroze? Jak probíhá vzájemné ovlivňování s atmosférou Titanu - jedinou atmosférou ve sluneční soustavě (kromě Země), obsahující především dusík? To je pouze část otázek, na které má sonda Cassini a především přistávací modul Huygens přinést odpovědi.

Zdroj: ESA