Titan - Nieuwsarchief
Titan flyby T-99 is de 100ste flyby
14 maart 2014


99e flyby Titan
99e flyby langs Titan

Waarom is 99ste flyby de 100ste flyby langs Titan?

De flyby's van de Cassini-Huygens missie waren oorspronkelijk gepland als T-1, T-2 en T-3 enzovoort, maar tijdens
de zeven jaar durende reis naar Saturnus ontdekten ingenieurs een communicatie probleem tussen Cassini en de Huygens.

Hierdoor kon er een aanzienlijk verlies van gegevens ontstaan bij het verzenden van gegevens tussen Cassini
en de Huygens tijdens de landing van de Huygens in januari 2005 op Titan.

De ingenieurs hebben dit probleem opgelost door de eerste twee flyby's om Saturnus in te korten en er een
extra derde flyby aan toe te voegen, hierdoor werd het T-A, T-B, T-C en T-3, dus T-3 is eigenlijk T-4 en T-4 is T-5.

Door de extra flyby T-C kwam Cassini met Huygens aan boord weer in de juiste baan, om de sonde op Titan te laten landen.
Het was eenvoudiger om een dubbele flyby (twee keer T-3) te maken dan alle geschreven gegevens, zoals spreadsheets en software,
te wijzigen. Door deze koerswijziging waren de satellieten tijdens de afdaling van de Huygenslander op Titan beter
op elkaar afgestemd om het verlies van gegevens (ook naar de aarde) tot een minimum te beperken.

Cassini vloog tijdens de 99e (100ste) flyby op een afstand van 1500 kilometer langs Titan en werd
met het Radio Science Subsystem instrument ( RSS ) de zwaartekracht gemeten.

De drie belangrijkste wetenschappelijke doelen van de zwaartekracht metingen op Titan zijn:
  1. het meten van veranderingen aan het zwaartekrachtsveld van Titan veroorzaakt door de aantrekkingskracht
    van Saturnus, dit om te onderzoeken of er een ondergrondse oceaan op Titan is.
  2. het bepalen van de vorm, massa en baan van Titan.
  3. het onderzoeken van vloeistofstromingen door hoogtemetingen, of door deze stromingen
    de ijzige korst op Titan van vorm verandert.
De komende periode wordt het lente op het noordelijk halfrond van Titan, dit is nog niet eerder voorgekomen
en dit maakt het onderzoek van Cassini interessant.
Er is dan meer zonlicht waardoor de meren, zeeŽn en het landschap beter te onderzoeken zijn.

T-3 Flyby - 15 februari 2005

3e flyby langs Titan
Tijdens de 3e flyby langs Titan op 15 februari 2005 was de afstand van de radar van Cassini tot Titan 1577 kilometer.

Begin deze eeuw was Titan een nevelige oranjekleurige maan ter grootte van Mercurius
met een dikke stikstof-atmosfeer waar je niet doorheen kon kijken.

We weten nu dat er op Titan meren en zeeŽn zijn die bestaan uit vloeibaar methaan (organische materiaal) en ethaan.
Diep onder het oppervlak bevindt zich waarschijnlijk een laag vloeibaar water.

De atmosfeer van Titan bevat organische moleculen die ontstaan doordat methaan door de straling van de zon wordt afgebroken.
Onderzoekers hebben met behulp van Cassini de diepte van ťťn van de zeeŽn op Titan gemeten.
Ligeia Mare bleek 160 meter diep te zijn.

In de atmosfeer van Titan is methaan aanwezig, waarschijnlijk ook in de korst en het is mogelijk
dat methaan in het binnenste van de maan te vinden is, waar misschien ook vloeibaar water is.

Organische materialen zijn de bouwstenen van leven en als zij in contact komen met vloeibaar water
is er een kans dat er levensvormen ontstaan. Niet alleen diep onder het oppervlak,
maar het zou zomaar kunnen dat in de meren op Titan leven te vinden is.



Titan in beeld
25 december 2013


Cassini vliegt tijdens deze flyby van de noord- naar de zuidpool van Titan,
maakt opnamen van het noordpoolgebied en het gebied rond de evenaar.

97e flyby langs Titan
97e flyby Titan (NASA)

De meren op Titan zijn gevuld met vloeibare koolwaterstoffen (methaan) en niet met water.
De meeste meren bevinden zich in een gebied van 900 bij 1800 kilometer.

Uit berekeningen van radarbeelden blijkt dat Ligeia Mare ongeveer 170 meter diep is.
Samen bevatten de meren van Titan ongeveer 9000 kubieke kilometer ijskoude, vloeibare koolwaterstoffen,
dit is ongeveer veertig keer zo veel als de olievoorraad op aarde. Cassini gaat tijdens flyby's onderzoeken
wat er met deze vloeistoffen gaat gebeuren nu het zomer wordt op het noordelijk halfrond van Titan.

Hieronder is de noordpool van Titan in beeld gebracht, de gegevens zijn door Cassini verzameld tijdens flyby's in de periode van 2004-2013. Het grootste meer op Titan is Kraken Mare, rechtsonder in beeld, daaronder Ligeia Mare en de bovenste Punga Mare.

Meren op de noordpool van Titan
Meren op de noordpool van Titan

Titan 14 juli 2013
Titan 14 juli 2013

De enorme storm op de zuidpool van Titan wordt verlicht door de zon, dit komt doordat
de stormwolk zich op grotere hoogte bevindt dan de nevel die Titan omringt.

Hexagoon en orkaanoog noordpool Saturnus 22 juli 2013
Hexagoon en orkaanoog op de noordpool van Saturnus 22 juli 2013



Kijken naar het noordelijk halfrond van Titan
1 december 2013


Tijdens de 96e flyby van Cassini wordt met de spectrometer (VIMS) en met de Imaging Science Subsystem (ISS)
een mozaÔekopname gemaakt van de noordelijke breedtegraden op Titan waar zich de meren en zeeŽn bevinden.

Via het noorden vliegt Cassini richting de evenaar, langs de westkant van Xanadu (landingsplaats Huygens)
ook van Ontario Lacus en het gebied Senkyo worden opnamen gemaakt.
Daarna wordt op het zuidelijk halfrond de ontwikkeling van het wolkensysteem gevolgd.

96e flyby Titan
95e flyby Titan (NASA)

Gebied Senkyo Titan 16 juni
Gebied Senkyo op Titan 16 juni 2013



Cassini en Titan
15 oktober 2013


95e flyby Titan
95e flyby langs Titan

Tijdens de 95e flyby naderde Cassini heel dicht de evenaar van Titan en rond de middag het noordelijk- en zuidelijk halfrond
om de effecten van de activiteiten van de zon op de magnetosfeer op Titan te meten en seizoensgebonden veranderingen.

Op de foto hieronder zien we de noordelijke meren van Titan. Het grootste meer is Kraken Mare, dit meer is ongeveer
net zo groot als de Kaspische Zee (het grootste meer op aarde) en het Bovenmeer (het grootste Grote Meren-meer) bij elkaar.

Rondom Kraken Mare zien we nog enkele kleinere meren. Hoewel zich ook op de zuidpool van Titan enkele meren bevinden,
zijn bijna alle meren van Titan nabij de noordpool te vinden.

Noordelijke meren op Titan
Noordelijke meren op Titan

De winter op het noordelijk halfrond begint plaats te maken voor de zomer en de nevels die lang boven de noordpool hingen,
zijn door de naderende zomer dunner geworden. Het resultaat is een heldere foto waarop de meren goed zichtbaar zijn.

De meren op Titan hebben opvallende, sterk afgeronde vormen en steile oevers. Mogelijk zijn ze gevormd
doordat na vulkaanuitbarstingen plaatselijke verzakkingen ontstonden. Of het zijn een soort zinkgaten,
die ontstaan door het oplossen van gesteente in vloeistoffen.

Atmosfeer van Titan reageert op zonneactiviteit

Cassini volgt al meer dan negen jaar Saturnus en zijn manen. Uit een gegevens van Cassini blijkt dat de dichtheid
van de ionosfeer van Titan, zoals men al vermoedde, wordt beÔnvloed door de activiteit van de zon.

Alle planeten en manen die door een atmosfeer omgeven zijn hebben een ionosfeer, een gebied hoog in de atmosfeer
dat rijk is aan geÔoniseerde (elektrisch geladen) deeltjes. De ionosfeer wordt voornamelijk gevormd door de inwerking
van ultraviolette straling van de zon. Deze energierijke straling zorgt ervoor dat atmosferische moleculen in ionen
en elektronen worden gesplitst.De dichtheid van de ionosfeer volgt een dag- en nachtritme, waarbij de dichtheid
aan de dagzijde van een planeet of maan (ook Titan) hoger is dan aan de nachtzijde.

Titan 6 juni 2012
Titan 6 juni 2012



Vervolg onderzoek meren op Titan
11 september 2013


Cassini maakt voor het eerst met de spectrometer VIMS opnamen van Punga Mare, bij de noordpool van Titan.
Van Ligeia Mare en een aantal kleinere meren worden opnamen gemaakt en vergeleken met eerder verkregen gegevens.

94e flyby Titan
94e flyby langs Titan

Het wolkensysteem boven de noord- en zuidpool wordt ook weer opgemeten om seizoensinvloeden op Titan te volgen.

Meren bij noordpool Titan
Meren bij de noordpool van Titan



93e flyby langs Titan
23 juli 2013


Op 26 juli maakt Cassini weer een flyby langs de meren van Titan (Ligeia Mare en Punga Mare).

93e flyby Titan
93e flyby langs Titan

Ligeia Mare is gevuld met vloeibaar ethaan en methaan en is een van de grootste meren op het noordelijk halfrond.

Ligeia Mare
Ligeia Mare 23 mei 2013

Tijdens deze flyby wordt met de spectrometer de veranderingen gedurende de seizoenen opgemeten en
vergeleken met eerdere beelden om te kijken of de meren kleiner, groter of gelijk zijn gebleven.



Oppervlak Titan in stereo
9 juli 2013


Tijdens de 92e flyby van Cassini langs Titan op 10 juli worden de radarmetingen gecombineerd met de gegevens
van de 91e flyby, op deze manier kunnen stereobeelden van de meren op het noordelijk halfrond worden gemaakt.

De infrarood spectrometer gaat de ontwikkeling wolkensysteem van het noordelijk polaire gebied volgen.

92e flyby Titan
92e flyby langs Titan



Atmosfeer van Titan
9 juni 2013


De dichte atmosfeer van Titan wordt gevormd wanneer zonlicht of hoogenergetische deeltjes uit de atmosfeer van Saturnus de buitenste lagen van de atmosfeer van Titan raken. Op een hoogte van ongeveer 1000 kilometer worden stikstof en methaan moleculen gesplitst en samengesteld tot positieve ionen en elektronen, die weer chemische reacties van verschillende koolwaterstoffen activeren.

De grotere verbindingen van atomen en moleculen dalen naar beneden, waar de verdere reacties leiden tot de vorming van koolstofhoudende deeltjes die zich in de onderste lagen van Titan bevinden, op ongeveer 500 km.

Samenstelling atmosfeer Titan
Samenstelling atmosfeer Titan

Herfst begint op zuidpool Titan

Cassini heeft boven de zuidpool van Titan een wolk van ijskristallen ontdekt, dit wijst op verandering in de luchtcirculatie,
het begin van de herfst. Op Saturnus en Titan duren de seizoenen ruim zeven jaar.

Boven de noordpool is in het verleden ook zo'n ijswolk waargenomen. De wolk bestaat vermoedelijk uit een mengsel
van verschillende (bevroren) organische verbindingen en zal de komende jaren steeds groter worden.

IJswolk op zuidpool van Titan
IJswolk op zuidpool van Titan



Golven op Titan?
23 mei 2013


Tijdens de 91e flyby van Cassini worden de meren en zeeŽn op de noordpool van Titan onderzocht
om te kijken of er door de seizoenswisseling (de zomer nadert) golven kunnen ontstaan.

De radar verricht metingen aan het oppervlak van Ligeia Mare om te kijken of het stroperig is
of vloeibaar als water en de radar kijkt naar veranderingen van de kleinere noordelijke meren
tijdens de 16e en 19e flyby, die worden vergeleken met deze 91e flyby.

91e flyby Titan
91e flyby langs Titan

Door de overgang van lente naar zomer kunnen de windsnelheden toenemen, waardoor de ijskoude vloeistoffen
ethaan en methaan in de meren op Titan kunnen gaan golven tot ongeveer vijftien centimeter. Wanneer tijdens
de zomer ook orkanen in de atmosfeer van Titan ontstaan, kan het onstuimig worden op de meren en zeeŽn.

Ligeia Mare Titan
Ligeia Mare op het noordelijk halfrond van Titan

Ligeia Mare
Ligeia Mare



Cassini onderzoekt Titan met infraroodspectrometer
3 april 2013


Cassini gaat Menvra, het westelijk deel van Xanadu (landingsplaats Huygens) en het gebied Tui onderzoeken.
Er wordt een mozaÔekopname gemaakt van het meer, Ontario Lacus, dit ligt in het midden op de zuidelijke gematigde
breedte van het gebied Adiri, het oppervlak en de ontwikkeling van de wolken worden onderzocht.

Op de noordelijke gematigde breedte wordt ook gezocht naar wolken,
die volgens verwachting door het voorjaar gaan ontstaan op Titan.

90e flyby Titan
90e flyby langs Titan

Op Titan is het zo koud is dat het vloeibare methaan regent, in de zomer warmt het methaan voldoende op om
orkanen tot ontwikkeling te laten komen, dat kan alleen ontstaan boven meren die grotendeels uit methaan bestaan.

Er moet voldoende energie van het meeroppervlak (door opwarming) naar de atmosfeer worden overgebracht.
Als hieraan is voldaan, kunnen vanaf 2015 orkanen op Titan ontstaan.



Cassini zoekt verder naar ondergrondse oceanen
17 februari 2013


89e flyby Titan
89e flyby langs Titan

Vandaag, 17 februari 2013 is de 89e flyby van Cassini langs Titan en tijdens deze Solstice missie wordt
de zwaartekracht gemeten om de aanwezigheid van ondergrondse oceanen te onderzoeken.

Bergen met namen op Titan
Bergen met namen (genoemd naar de boeken Middle Earth van Tolkien) op Titan



Nijlachtige rivier op Titan
15 december 2012


Cassini maakte met radargolven op 26 september tijdens de 87e flyby langs Titan, een mooie opname van een rivier,
die op de Nijl op aarde lijkt. De riviervallei ligt in het noordpoolgebied en mondt uit in Lingeia Mare, ťťn van de drie
grootste meren in dit gebied. De rivier op Titan is 400 kilometer lang (de Nijl is 6600 kilometer).

In 2008 is in het gebied Ontario Lacus op het zuidelijk halfrond van Titan, met de infrarood spectrometer van Cassini,
vloeibaar ethaan/methaan ontdekt, onderzoekers vermoeden dat het vloeibaar is, omdat het oppervlak glad en zwart is.

Op aarde zijn de rivieren gevuld met water, maar op Titan met vloeibaar ethaan gemengd met methaan.
De rivier in de vallei loopt redelijk recht, wat er waarschijnlijk op wijst dat de vallei op een natuurlijke breuk ligt.

Op de opname wijst het noorden naar boven.

De Nijl op Titan
De Nijl op Titan

Op de kaart van Titan hebben de bergen namen gekregen door de Internationale Astronomische Unie en volgens
afspraak worden de bergen op Titan genoemd naar de bergen van Midden-aarde, naar de romans van J.R.R. Tolkien.

Bergen op Titan
Bergen op Titan



Herfst begint op Titan
30 november 2012


De infraroodspectrometer van Cassini heeft, in redelijk korte tijd, boven de zuidpool van Titan
een enorme toename van spoorgassen waargenomen. Deze gassen worden hoog in de atmosfeer
gevormd, waar zonlicht en hoog-energetische deeltjes de gassen methaan en stikstof afbreken.

Jaargetijden op Titan
Jaargetijden op Titan

Sommige gassen namen binnen enkele maanden meer dan duizend keer toe en worden toegeschreven
aan het omkeren van de verticale luchtstroming op Titan. Eind 2008 steeg de lucht omhoog bij de zuidpool,
om daarna hoog in de atmosfeer in de richting van het noorden te bewegen en weer af te dalen bij de noordpool.

Nu wordt juist bij de zuidpool dalende lucht waargenomen en stijgende lucht bij de noordpool.
Een half jaar op Titan is bijna vijftien jaar op aarde.



Cassini flyby langs Titan
27 november 2012


Tijdens de 88e flyby gaat Cassini met drie instrumenten, VIMS, ISS en CIRS, de atmosfeer van Titan
onderzoeken en vergelijken met gegevens over aerosols en andere gassen, verzameld in de herfst
van 2010 boven het gebied Adiri, ten westen van de landingsplaats van de Huygens-ruimtesonde.

88e flyby Titan
88e flyby langs Titan



Metingen aan de atmosfeer van Titan
13 november 2012


Tijdens de 87e flyby langs Titan wordt door de radar van Cassini de dichtheid van de atmosfeer weer gemeten.

87e flyby Titan
87e flyby langs Titan

Cassini vloog ook tijdens vorige flyby's dicht langs de buitenste lagen van de atmosfeer van Titan,
deze gegevens worden met elkaar vergeleken om te kijken of de dichtheid van de atmosfeer is veranderd.

Storm op de zuidpool van Titan 31 augustus 2012
Storm op de zuidpool van Titan 31 augustus 2012



Oppervlak Titan
21 oktober 2012


De meetgegevens van de Huygens-ruimtesonde, die in januari 2005 op het oppervlak van Titan landde,
zijn vergeleken met gegevens van computersimulaties en een valproef met een model van Huygens op aarde.

De gegevens laten zien dat de ruimtesonde bij zijn eerste aanraking met het oppervlak van Titan een twaalf centimeter
diep gat uitgroef, eventjes omhoog sprong en vervolgens nog ongeveer veertig centimeter over het oppervlak gleed.

Dit wijst erop dat de landingsplek uit zacht, vochtig zand bestond. Als het oppervlak modderig was geweest,
zou de ruimtesonde niet omhoog zijn gekomen, en in een hard oppervlak was geen kuil ontstaan.

Het gemeten stof bij de landing, bestond uit organische deeltjes (geen water, maar ijskoude druppels ethaan of methaan)
zoals die ook in de atmosfeer van Titan omlaag dwarrelen.

Landingsplaats Huygens 2
Landingsplaats Huygens 2



Merengebied op Titan een seizoen later
21 oktober 2012


Op de opname van 22 mei 2012 is het noordelijk meren gebied op Titan te zien, sommige zijn onbekend en sommige
gebieden met meren zijn gedurende de laatste zes jaar (bijna een seizoen) onderzocht op het noordelijk halfrond.

Het bovenste deel van de opname is een gebied van 350 bij 75 kilometer en wordt
vergeleken met 2006, tijdens de winter op Titan, de lente begon in 2009.

Veranderingen van de noordelijke meren en klimaatmodellen worden later door Cassini onderzocht als de zomer in 2017 begint.

Verandering meren Titan
Verandering meren op Titan

Net als op aarde worden seizoensveranderingen op Titan veroorzaakt door de scheve stand van de draaiingsas,
waardoor het noordelijk en het zuidelijk halfrond van Titan afwisselend meer en minder zonlicht ontvangen.

Saturnus heeft een omlooptijd van 29,5 jaar en elk seizoen op Titan duurt bijna 7,5 jaar.

Waarnemingen over Titan, verzameld en onderzocht gedurende drie decennia door de Voyager 1 (1980),
het Europese Infrared Space Observatory (ISO, 1997) en Cassini (vanaf 2004), dus ťťn compleet Saturnusjaar
en vier seizoenen op Titan, laten zien dat de wisselende ultraviolette instraling van de zon
de stikstof- en methaanmoleculen in de dampkring van Titan uiteen laat vallen, waarna
de samenstellende atomen zich aaneenrijgen tot complexe organische moleculen, zoals ethaan.

Hierdoor ontstaan er uitgestrekte heiige lagen in de dichte dampkring en dwarrelen koolwaterstoffen op het oppervlak neer.

Cassini maakte met de radar deze afbeelding op 22 mei 2012 van de noordelijke regio van Titan (links) en de opname rechts laat een mooie gelijkenis zien met een soortgelijk gebied op Venus. Het gebied is 5.200 kilometer lang en ongeveer 600 kilometer breed.

Hot Cross Bun Titan
Hot Cross Bun op Titan



Ionosfeer van Titan
23 september 2012


INMS, de ionenspectrometer van Cassini, meet tijdens de 86e flyby langs Titan de invloed van de zon op de atmosfeer van Titan.

86e flyby
86e flyby langs Titan

De flyby is op 26 september aan de dagzijde van Titan op de midden en hoge noordelijke breedtegraden.
Er wordt gekeken hoe het buitenste deel van de atmosfeer (exosfeer) van noord naar zuid veranderd.

Ook word tijdens deze flyby het noordpoolgebied weer vergeleken met de 28e flyby in 2007, het Ligeia Mare en in 2010
het Adiri gebied, op de opname hieronder ligt het Adirigebied boven de twee zwarte streepjes (noordpool aan de onderkant).

Meren op noordpool Titan
Meren op de noordpool van Titan

Cassini maakte opnames aan de nachtzijde van Titan en zag door het zonlicht een mooi gekleurde ring in de atmosfeer ontstaan.
De noordpool bevindt zich aan de bovenkant en aan de onderkant, de zuidpool, is een ronddraaiende storm te zien, die pas is ontstaan.

Titan atmosfeer
Titan atmosfeer 29 augustus 2012

Titan 29 augustus
Titan 29 augustus

29 augustus 2
Opname gemaakt op 25 juli 2012 afstand 103.000 kilometer.

29 augustus 3
Opname is samengesteld uit 6 foto's gemaakt op 6 mei 2012 op een afstand van 778.000 kilometer.



85e flyby Titan
23 juli 2012


Op 24 juli vindt de 85e flyby langs Titan (T-85) plaats van Cassini, op een hoogte van 1012 kilometer.

Cassini zal op zoek gaan naar een methaanmeer, Kivu Lacus, door het door het meer weerkaatste zonlicht te zoeken.
Kivu Lacus is een van de kleine noordelijke meren van Titan, en met de Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)
hoopt NASA het weerkaatste licht te kunnen analyseren.

Vervolgens wordt dit instrument gebruikt om een close-up beeld van de landingsplaats van de Huygens
te maken, die wetenschappers kunnen gebruiken om te zoeken naar geologische veranderingen.

Deze flyby is ťťn van VIMS zogenaamde "10-pointer" flyby's, dat wil zeggen:
een van de wetenschappelijk belangrijkste Titan flyby's voor VIMS.




Wolkenwervel boven zuidpool van Titan
14 juli 2012


De vorming van de wolkenwervel is vermoedelijk het gevolg van de seizoenswisseling op Titan
en in beeld gebracht door Cassini, die sinds kort in een iets steilere baan rond Saturnus draait
en daardoor een beter uitzicht heeft op de poolgebieden van Saturnus en zijn manen.


Stormwolk op zuidpool van Titan, opname van 27 juni 2012

Na aankomst bij Saturnus van Cassini in 2004 was het winter op het noordelijk halfrond van Titan.
In de dikke, smogdampkring van Titan lag een hooggelegen laag als een soort deksel over de noordpool.

In 2009 werd het lente op het noordelijk halfrond en herfst op het zuidelijk halfrond en langzaam verdween die wolkenkap.

De wervel die boven de zuidpool is waargenomen, vormt misschien een soortgelijke hooggelegen wolkenlaag
tijdens de komende winter op het zuidelijk halfrond.


Opname door Cassini van de hoge atmosfeer Titan, 83e en 84e flyby



Methaanmeer bij evenaar Titan
14 juni 2012


Op infraroodbeelden gemaakt door Cassini zijn aanwijzingen gevonden van ťťn groot en een paar kleine meren
van vloeibare methaan bij de evenaar van Titan. Op hogere breedtegraden waren methaanmeren al aangetroffen.

Onderzoekers dachten dat het rond de evenaar van Titan te warm zou zijn om methaan in vloeibare vorm te laten bestaan,
misschien is er een kringloop die methaan van de evenaar naar de polen verplaatst.

Methaan meren op Titan
Titan met op de achtergrond de ringen van Saturnus

In de buurt van de evenaar is een donker gebied van zestig bij veertig kilometer te zien dat de kenmerken
van een vloeistofoppervlak vertoont. Het kan ook zijn dat het vloeibare methaan afkomstig is uit ondergrondse
bronnen, wat de aanwezigheid van methaangas in de atmosfeer kan verklaren.
Het gas wordt afgebroken onder invloed van zonlicht en moet op de een of andere manier worden aangevuld.



84e flyby langs Titan
7 juni 2012


Tijdens deze flyby langs Titan wordt met de radar van Cassini het noordwesten van Titan onderzocht en hoogtemetingen
verricht aan het gebied Adiri bij de evenaar waar in 2010 veranderingen aan het oppervlak zijn waargenomen.

De invloed van het magnetisch veld van Saturnus op de ionensfeer van Titan wordt door Cassini
vanaf een lage en hoge hoogte in de wolkenatmosfeer van Titan onderzocht.


Het meer Ontario Lacus (230 bij 75 kilometer) op Titan (links) heeft een opvallende gelijkenis
met de Etosha Pan in Afrika (rechts), dit was vroeger een zout pan op aarde.
Deze zout pan is de bedding van het meer die zich lang geleden vulde met een ondiepe laag zoutwater.
Deze waterlaag verdampte en sedimenten (zout) bleven achter.

Het Etosha Pan, opname gemaakt op 21 januari 2003, heeft een oppervlakte van ongeveer 120 bij 65 kilometer.
De noord-richting wordt aangegeven door de pijlen.


Ontario meer en Etosha pan



Meren van Titan opnieuw in beeld
19 mei 2012


Tijdens deze flyby wordt onderzocht of de meren op Titan (vergeleken met de 16e flyby en de 19e flyby in 2006)
groter of kleiner zijn geworden.
In oktober 2013 wordt hetzelfde gebied gedeeltelijk nog een keer onderzocht tijdens de 95e flyby.

De spectrometer (VIMS) van Cassini onderzoekt door spiegelende reflectie veranderingen in de noordelijke meren
en ook kijkt naar wolken en klimatologische veranderingen in de atmosfeer van Titan.

De afstand van Cassini tot Titan tijdens de flyby is slechts 955 kilometer.
Deze en komende flyby's langs Titan zijn bedoeld om Cassini in een steilere baan rond Saturnus te brengen:
de beweging van Cassini wordt beÔnvloed door de zwaartekracht van Titan.

In 2013 zal Cassini daardoor een beter zicht hebben op de poolgebieden en het ringenstelsel van Saturnus.






Ontario-meer op Titan
21 april 2012


Het Ontario-meer in het zuidpoolgebied van Titan is zo genoemd, omdat het op het Amerikaanse Lake Ontario lijkt.
Het meer heeft veel weg van een aardse zoutpan zoals de Etosha-pan in NamibiŽ.

Uit metingen van Cassini blijkt dat Ontario Lacus waarschijnlijk niet de hele tijd gevuld is,
maar afhankelijk van het seizoen vol kan lopen met een vloeibaar mengsel,
dat weer grotendeels verdampt en dan sediment achter laat.

Het meer is niet gevuld met (zout) water, maar met een mengsel van vloeibaar methaan en ethaan.
Op Titan is het de afgelopen jaren op het zuidelijk halfrond geleidelijk herfst aan het worden.

Onderzoekers hopen dat het de komende jaren duidelijk wordt of aardse geologische en
hydrologische processen ook op Titan voorkomen.




Titan heeft verschillende binnenlagen
24 februari 2012


Onderzoek van Cassini laat zien dat Titan een verschillend gelaagde opbouw om zijn kern heeft (gedifferentieerd).
De metalen kern heeft duidelijk een hogere dichtheid dan de buitenste delen,
maar toch lijkt die dichtheid minder hoog te zijn dan verwacht.

Dat laatste zou erop kunnen wijzen dat de kern ook nog een flinke hoeveelheid ijs
of lichte mineralen bevat en dat het inwendige relatief koel en nat is.

Opnamen gemaakt van de wolken op de noordpool van Titan over de periode van 28 december 2006
tot en met 6 juni 2009, waarop te zien is dat de wolken oplossen op de noordpool tijdens de overgang
van de winter naar het voorjaar. De noordelijke meren en zeeŽn liggen in het gebied Kraken Mare.






82e flyby langs Titan: terug naar het zuiden
15 februari 2012


Cassini meet en onderzoekt tijdens deze flyby met zijn spectrometer CIRS de temperatuur van de atmosfeer,
het in kaart brengen van, en de weerkaatsing van geluidsgolven op het oppervlak.

Ook wordt er onderzoek gedaan of er klimatologische veranderingen zijn van de wolken
na de equinox op Titan (het tijdstip waarop de zon loodrecht boven de evenaar staat).

De foto rechts is een opname gemaakt op 14 september 2011 van het gebied Kraken Mare in het noorden van Titan.






Cassini bezoekt de hoge zuidelijk breedtegraden op Titan
28 januari 2012


Cassini vliegt 30 januariover de hoge zuidelijke breedtegraden en het wordt
een van de laatste opnamen van de hoge zuidelijke breedtegraden op Titan.

Ook wordt de laatste opname van Ontario Lacus gemaakt voordat de zon ondergaat voor de winter op het zuidelijke halfrond.




Weer op Titan is voorspelbaar
21 januari 2012


In de atmosfeer van Titan vindt een methaankringloop plaats met wolken, mist, regenbuien en meren en is te vergelijken
met de waterkringloop op aarde. Het grote verschil met de aarde is de temperatuur, op Titan is het bijna 200 graden onder nul.

Andere kenmerken van Titan is dat de meeste meren te vinden zijn rond de polen, vooral rond de noordpool.
Het gebied rond de evenaar is meestal erg droog, maar op opnames die de Huygens-sonde in 2005 heeft gemaakt
was te zien dat er rond de evenaar regelmatig grote hoeveelheden vloeistof over het oppervlak stromen.

In 2009 werd ontdekt dat, vooral in lente en herfst, rond de evenaar tropische buien kunnen optreden.
De vloeibare methaan verzamelt zich voornamelijk in meren rond de polen, omdat het zonlicht daar
gemiddeld het zwakst is, verdampt het methaan minder snel.

Saturnus draait in een langgerekte baan om de zon, waardoor het noordelijk halfrond van Titan tijdens de zomer
verder van de zon verwijderd is dan tijdens de zomer op het zuidelijk halfrond. Hierdoor duurt het regenseizoen
in het noorden langer dan in het zuiden en vormen zich rond de noordpool gemakkelijker meren.




80e flyby langs Titan
31 december 2011


Tijdens deze flyby onderzoekt Cassini het zuidelijke halfrond van Titan en de wisselwerking
tussen de zwaartekracht van Saturnus en Titan.
Met de spectrometer wordt de atmosferische en oppervlakte temperatuur gemeten.

De radar maakt gebruik van stellaire occultations van de sterren CW Leo en R Leo (in het sterrenbeeld leeuw).

Cassini observeert deze sterren in hun positie achter de atmosfeer van Titan tot ze uiteindelijk achter de maan verdwijnen.
Zolang de sterren boven de atmosfeer van Titan staan, stralen zij een breed spectrum van golflengtes uit.

De atmosfeer werkt als een filter dat bepaalde golflengtes van de straling van de ster tegenhoudt.
Belangrijk binnen deze methode is dat de tegengehouden golflengtes een beeld geven
van de moleculen en atomen in de atmosfeer van Titan (rechts Titan en Dione).




79e flyby langs Titan
11 december 2011


Op 13 december is de 79e flyby van Cassini langs Titan.
Het oppervlakte wordt onderzocht, de temperatuur en dwardoorsnede van de atmosfeer wordt gemeten om informatie te krijgen
over de noordelijke polaire stroming van de lente tot de zomer op Titan. Ook wordt de onlangs ontstane mist onderzocht.

De spectrometer zal het oppervlak van het gebied in de buurt van Belet weer fotograferen om te kijken
of er sinds het vorige onderzoek in 2010 veranderingen zijn opgetreden.

Het ISS maakt ook opnames (met zijn ultraviolet imaging spectrograph (UVIS) van het oppervlak
en atmosfeer van Titan, om informatie van de atmosfeer te verkrijgen over uitstoot van stikstof,
opname/uitstoot van waterstof en opname door eenvoudige koolwaterstoffen.




Wereldkaart van Titan
5 oktober 2011


Onderzoekers hebben alle beschikbare infraroodwaarnemingen van het oppervlak van Titan samengevoegd
tot een Globe of wereldkaart. Dit was een hele klus, omdat opnames gecorrigeerd moesten worden
en niet alle delen van het oppervlak zijn doorCassini met dezelfde beeldscherpte in kaart gebracht.




Cassini-radar zoomt in op Menvra
20 augustus 2011



De opname van krater Menvra (links) is samengesteld uit
twee opnames 26 maart 2007 en 21 juni 2011,
het gebied is 850 bij 1500 kilometer groot.

De CIRS spectrometer van Cassini onderzoekt door metingen
de hoge atmosfeer van Titan, door gebruik te maken van
een ster in het sterrenbeeld Waterman, die zich achter
de atmosfeer van Titan bevond (occulatie/bedekking).




Landingsplaats Xanadu op Titan
19 juni 2011



Cassini vliegt morgen langs Titan, er worden weer gegevens verzameld van de landingsplaats Xanadu, waar de Huygens in januari 2005 landde.

Ook het grensgebied Xanadu/Shangri-La en meer naar het noorden het gebied Fensal worden door de radar bekeken, net als de inslagkrater Ksa.




Cassini richt zich op het gebied Adiri
8 mei 2011



Tijdens deze 76e flyby langs Titan worden de duinenvelden, Belet met een oppervlak van 500.000 kilometer, in het Adirigebied onderzocht.

Ook wordt de dichtheid van de wolken gemeten om eventuele seizoensgebonden verandering/verplaatsing van de wolken op Titan op te sporen, die worden veroorzaakt door Saturnus, van voor en na de equinox in 2009 (de stand van de ringen van Saturnus).

Door een enorme storm bij de evenaar in september 2010 (in de vorm van een pijl) op Titan is dit duinengebied aan het oppervlak veranderd.




Heeft Titan een oceaan?
28 april 2011


Waarnemingen door Cassini van de baanbeweging en de rotatie van Titan wijzen
erop dat de maan zich niet helemaal als een vast hemellichaam gedraagt.

Dit kan betekenen dat het inwendige van Titan voor een belangrijk deel vloeibaar is.
Het is mogelijk dat de korst van Titan betrekkelijk dun is waaronder zich een enorme methaanoceaan bevindt.

De aanwezigheid van een oceaan kan de variaties in de bewegingen van Titan verklaren, maar ook waar al het methaan in zijn atmosfeer vandaan komt.




75e flyby langs Titan: magnetosferen van Titan en Saturnus
16 april 2011


Tijdens de 75e flyby wordt door Cassini onderzocht hoe de magnetosferen van Titan en Saturnus reageren op elkaar.

De Cassini Plasma Spectrometer (CAPS) en de radar verrichten de metingen.




Methaanregen op Titan
22 maart 2011



In de omgeving van de polen van Titan waren al methaanmeren ontdekt, maar nu heeft Cassini aanwijzingen gevonden dat er (in de lente) methaanregen is gevallen op de duinen aan de evenaar van Titan.

De weercyclus op Titan is vergelijkbaar met die op aarde, alleen wij hebben
een waterkringloop en Titan een kringloop van methaan.

Op beelden gemaakt door Cassini is een afname te zien in de helderheid van het oppervlak rond de evenaar van Titan, nadat er boven het gebied wolken waren verschenen, waaruit waarschijnlijk neerslag is gevallen in de vorm van vloeibare methaan.


De foto links is genomen op 13 mei 2007 en is helderder dan de twee foto's ernaast,
die zijn gemaakt op 15 januari 2011, 15 uur na elkaar.



Zoeken naar oceaan op Titan
15 februari 2011


Tijdens de 74e flyby langs Titan zal Cassini met de spectrometer (CAPS) en de radar (RSS) het magnetisch veld van Titan onderzoeken als de maan zich langs Saturnus beweegt en ook welke invloed de zonnewind hierbij heeft.

Door het vloeibare methaan op Titan te meten en het bepalen van de geoÔde (gemiddeld zeeniveau met dezelfde zwaartekracht) en het inwendige van Titan, wil men het antwoord zoeken op de vraag of er een vloeibare oceaan is.

Tijdens vorige flyby's bleek dat het magnetisch veld van Titan, waar het nu lente is, nogal variabel en onvoorspelbaar is. Cassini zal 12 uur voor en na de dichtste nadering, 3650 kilometer, het geÔoniseerd gas en de temperaturen in de stratosfeer opmeten.




Weersverandering op Titan
28 september 2010


In de poolstreken is de bewolking op Titan na ongeveer zes jaar vrijwel verdwenen, dit wordt veroorzaakt door
de noordelijke lente die in 2009 is begonnen. De vier seizoenen op Titan duren elk een jaar of zeven.

De wolken boven de zuidpool zijn verdwenen, en boven de noordpool worden ze steeds dunner.
De dichte stikstofatmosfeer bestaat uit een dikke smog van organische moleculen, hierin ontstaan methaan en ethaanwolken.


Atmosfeer en wolken op Titan



Titan verder in kaart gebracht
19 september 2010


Tijdens deze flyby worden opnamen gemaakt van het equatoriale gebied Belet.

Dit mozaÔek vormt een aanvulling op de mozaÔeken die werden verkregen tijdens de flyby's, T-66 en T-67
en Cassini gaat op zoek naar wolken op de noordelijke gematigde breedten en in de buurt van de polen.


72e flyby langs Titan



Meren op Titan worden ondieper
16 juli 2010


Ontario Lacus, het grootste meer op het zuidelijke halfrond van Titan, is
de afgelopen jaren met ongeveer een meter per jaar, ondieper geworden.

De oppervlakte van het meer lijkt donker, omdat het glad is en heeft een oppervlakte
van 15.000 vierkante kilometer. Voorbeelden van kanalen en delta's van dit meer zijn
ook op aarde gevonden aan het zuidelijke kant van het Albert-meer tussen Uganda
en de Republiek Congo in Afrika en de overblijfselen van een oud meer bekend
als Megachad in het Afrikaanse land Tsjaad.


Ontario Lacus, gemaakt op 12 januari 2010



Flyby langs Titan
2 juli 2010


Tijdens deze flyby worden metingen gedaan naar het effect van de toenemende zonne-activiteit
en ontwikkeling van wolken op de zuidelijke breedten van Titan.


71e flyby langs Titan



Cassini vliegt laag over Titan
19 juni 2010


Cassini gaat tijdens de 70e flyby onderzoeken of Titan zelf een magnetisch veld heeft.
Dit is belangrijk om het inwendige en de geochemische evolutie vast te stellen.

Voor onderzoekers is dit een van de meest belangrijke flyby's, die op een afstand van 880
kilometer dicht bij het oppervlak komt om met de magnetometer metingen te verrichten.


70e flyby langs Titan

Cassini zal onder de ionosfeer van Titan komen, dit is een schil van elektronen en
andere geladen deeltjes die deel uitmaken van het bovenste deel van de atmosfeer.

Hierdoor komt Cassini bijna geheel buiten het magnetisch veld van Saturnus,
om een eventueel magnetisch veld van Titan op te sporen.



69e flyby langs Titan
8 juni 2010



Tijdens de 69e flyby op 5 juni zal Cassini het noordelijke merengebied, Kraken Mare,
op de noordpool van Titan onderzoeken om het verschil in het groter of kleiner
worden van de meren met de vorige flyby te vergelijken.


Oppervlakte in kaart gebracht



Zwaartekracht van Titan
23 mei 2010


Dit is de vijfde flyby vanCassini, die weer de zwaartekracht van Titan onderzoekt.
Ook wordt er gekeken of er vloeistof aanwezig is en hoe de geologische samenstelling is,
op deze manier hoopt men er achter te komen of er een vloeibare oceaan op Titan is.


68e flyby langs Titan



Rivierstenen op Titan en de aarde
15 mei 2010


In Xanadu, het landingsgebied van de Huygens zijn de rivierbeddingen
bezaaid met duizenden ijskeien, die door stortvloeden zijn ontstaan.

De keien zijn waarschijnlijk afkomstig van de hoger gelegen delen en met
snel stromende, vloeibare methaan meegevoerd en daardoor net zo glad
afgesleten als stenen die in sommige rivierbeddingen op aarde worden gevonden.
Door de lage temperaturen van ongeveer 180 graden
onder nul op Titan is bevroren water net zo hard als steen.


Titan versus aarde

Op de linker afbeelding, gemaakt door de Huygens, zie je afgeronde stenen op
het oppervlak van Titan. De rechter afbeelding toont stenen in een rivier op aarde.
De rivierbeddingen op Titan staan nu droog. De stortvloeden vinden periodiek plaats,
als de hooglanden van Xanadu warm genoeg zijn om methaanijs te laten smelten.



Cassini vliegt langs Titan
3 april 2010


Tijdens de 67e flyby vliegt Cassini op een afstand van 7500 kilometer langs Titan.
Daarbij zal met name onderzoek worden gedaan van twee
donkere duingebieden, Belet en Senkyo, langs de evenaar.


67e flyby langs Titan

In de nacht van dinsdag op woensdag volgt voor de tweede keer
een flyby langs Dione, tot op ongeveer 500 kilometer. Bij eerder onderzoek zijn aanwijzingen gevonden dat Dione deeltjes
uitstoot die uiteindelijk in het ringenstelsel van Saturnus terechtkomen.
Cassini gaat dit met zijn meetinstrumenten onderzoeken.


Titan en Dione



Titan is een mix van ijs en gesteente
3 april 2010


Meetgegevens, tussen februari 2006 en juli 2008, van Cassini in
zwaartekrachtsvariaties van Titan wijzen erop dat het inwendige te koud
is geweest om afzonderlijke lagen van ijs en gesteente te vormen.
Alleen de buitenste 500 kilometer van Titan bestaat vrijwel geheel uit ijs.

Het was al langer bekend dat Titan voor de ene helft uit ijs en
voor de andere helft uit gesteente bestaat, maar het was onduidelijk
hoe deze beide bestanddelen over het inwendige verdeeld waren.


Titan en zijn kern

Dit betekent dat de vorming van deze maan vrij traag moet zijn verlopen,
in ongeveer een miljoen jaar. Bij een sneller vormingsproces zou het
inwendige zo heet zijn geworden, dat het ijs tijdelijk was gesmolten
en al het gesteente naar de kern van Titan was gezakt.



Nieuwe strepen op Titan
27 januari 2010


Cassini maakte van Titan een opname waarop groeven boven-midden en rechts onder zijn te zien.
De groeven kunnen ontstaan door krachtbewegingen die onder het oppervlak plaatsvinden
en de korst uit elkaar trekt/scheurt. Of door wind en regen net als op de aarde.


Bergketens op Titan



Cassini kijkt naar Titan
23 januari 2010


De Imaging Science Subsystem camera van Cassini zal het oppervlak van het zuidelijk
halfrond op hoge breedtegraad waarnemen tot het equatoriale gebied Adiri.
De Infrared Mapping Spectrometer zal de samenstelling en eigenschappen van de atmosfeer verzamelen.


66e flyby langs Titan

Op de onderstaande opname zie je in het midden het heldere
gebied Adiri met een breedte van 1700 kilometer.
De Huygens landde hier in januari 2005 aan de noordoostelijke rand van het gebied


Titan en gebied Adiri



Zuidpool van Titan
9 januari 2010


Cassini vliegt tijdens de 65e flyby op 12 januari weer over het zuiden van Titan.
De radar onderzoekt de verdamping van methaan en ethaan
in het meer Ontario Lacus, in de buurt van de zuidpool.

De spectrometer zoekt diep in de zuidelijke atmosfeer om eventuele seizoensgebonden
veranderingen te meten. De gegevens van de 59e en 60e flyby in juli en augustus vorig jaar,
kunnen een goede vergelijking geven met de onderzoeksgegevens van deze flyby.


65e flyby langs Titan



Cassini weer naar het noorden van Titan
25 december 2009


Cassini vliegt tijdens de 64e flyby op 27 december (28 december kort na middernacht
Universal Time) over het noorden van Titan, afstand 960 kilometer.

De noordelijke meren worden onderzocht en opgemeten om te kijken of er
veranderingen zijn in grootte, diepte of samenstelling van de meren.
Andere instrumenten onderzoeken de hoge noordelijke atmosfeer,
om mogelijke seizoenswisselingen te vinden.


64e flyby langs Titan

Cassini verzameld ook opnames voor een mozaÔekfoto van het heldere gebied Adiri,
waar de Huygens precies vijf jaar geleden landde, 24 december (25 december Universal Time)
en bereikte het oppervlak op 14 januari 2005.



Mist op Titan
25 december 2009


Titan is na de aarde, waarschijnlijk de enige plek in het zonnestelsel waar vloeistof
op het oppervlak aanwezig is en er is nog een overeenkomst, op Titan komt mist voor.
De mist, wolken op lage hoogte, is het bewijs voor het bestaan van een kringloop van methaan en ethaan.

Onderzoekers zijn er in geslaagd om afzonderlijke wolken op 750 meter boven de grond
op te sporen en niet op grotere hoogten waar zich normale bewolking (mist) vormt.
De mist ontstaat wanneer de luchtvochtigheid ongeveer honderd procent is.

Mist ontstaat doordat vocht aan de lucht wordt toegevoegd of door de lucht af te koelen,
zodat deze minder vocht vasthoudt. Er is weinig zonnewarmte op Titan,
waardoor de temperatuurverschillen klein zijn en de mist ontstaan moet zijn
door de verdamping van methaan uit de meren op het oppervlak.


Mist op Titan

De donkere mistvlekken zijn te zien op de zuidpool van Titan.



Meer op Titan glinstert in de zon
18 december 2009


Cassini heeft tijdens de 59e flyby op 8 juli 2009 voor het eerst een opname gemaakt
van een meer op Titan dat zonlicht weerspiegeld. Dit is het bewijs dat de grote meervormige
bekkens op Titan gevuld zijn met vloeibare methaan en andere koolwaterstoffen.

Sinds eind 2008 ontvangen de noordelijke meren weer wat zonlicht, hiervoor heerste er
winterse duisternis en de dichte atmosfeer van Titan liet weinig zonlicht door.


Reflecterend meer op Titan

Op 8 juli werd de glinstering van het 400.000 vierkante kilometer grote meer Kraken Mare waargenomen.



Magnetosfeer van Titan
12 december 2009


Tijdens de 63e flyby op 12 december 2009 onderzoekt Cassini de magnetosfeer
van Titan op een hoogte van 5200 kilometer en de magnetische wisselwerking
met Saturnus, waarvan de veldlijnen veranderen als Titan passeert.
De wolken worden ook weer door meetinstrumenten onderzocht.


63e flyby langs Titan

De Voyager heeft in november 1980 en augustus 1981 en Cassini tijdens de
T-9 (flyby) in december 2005 een vergelijkbare ontmoeting gehad met Titan.



Meren op Titan asymmetrisch verdeelt
2 december 2009


Op de noordpool van Titan komen veel meer meren voor dan op de zuidpool.
Dit kan worden veroorzaakt door de wisselende langwerpige baan van Saturnus om de zon,
waardoor Titan gedurende bepaalde periodes meer of minder zonlicht ontvangt.

Volgens onderzoekers staat Saturnus, wanneer het zomer is op het zuidelijke halfrond van Titan,
ongeveer 12 procent dichter bij de zon dan wanneer het zomer is op het noordelijke halfrond.
Hierdoor zijn de noordelijke zomers langer en gematigder
dan de zuidelijke zomers, die korter en intensiever zijn.


Noord- en zuidpool van Titan

Het gevolg van deze asymmetrie is dat de verdamping op het zuidelijk halfrond
sterker is en op het noordelijk halfrond meer neerslag valt.
De meren zijn niet gevuld met vloeibaar water, omdat het veel te koud is op Titan,
maar met de vloeibare koolwaterstoffen ethaan en methaan.

Een jaar op Titan is gelijk aan 29,5 jaar op aarde,
iedere 15 jaar wisselen de zomer- en winterseizoenen.



Wolken en atmosfeer van Titan
13 oktober 2009


Tijdens de 62e flyby op 12 oktober worden de wolken en de atmosfeer van Titan onderzocht,
terwijl Cassini achter Titan langs vliegt en hiervoor gebruik maakt van het zonlicht.

Ook wordt de baan van Cassini weer verplaatst naar het gebied rond de evenaar,
om in de toekomst flyby's langs de ijsmanen te maken.


Titan tijdens de 62e flyby

De opname van de mysterieuze nevel en ring om Titan is gemaakt op 12 oktober en is een
samengestelde mozaÔek van zes foto's, gemaakt op een afstand van 145.000 kilometer.



Propaangas op Titan opgemeten
8 september 2009


Propaangas in de dampkring van Titan is door onderzoekers voor het eerst opgemeten.
Door het verzamelen van de meetgegevens van de Infrared Spectrometer, die het infrarode licht
aan de rand van de atmosfeer mat, kon men de hoeveelheid samenstellen.

De metingen zijn verricht tijdens flyby's tussen juni 2004 en juni 2008, de hoeveelheid propaan
die is gemeten, zou genoeg zijn voor de totale propaanconsumptie gedurende 18 maanden in Amerika.


Titan 31 maart 2005

Propaan is een behoorlijk complex koolwaterstofmolecuul.
Op aarde wordt het gebruikt in vlammenwerpers en gasbranders.



Cassini maakt gedetailleerde opnamen van Titan
23 augustus 2009


Tijdens de 61e flyby langs Titan staan opnamen van de Shangri duinen,
bergen en wolken van het zuidelijk halfrond op het programma.
Metingen en onderzoek van seizoenswisselingenen in de atmosfeer, ook de ionen
en elektronen die in de atmosfeer terecht komen worden opgemeten.


61e flyby langs Titan



Anders gevormde meren op Titan
23 augustus 2009


Op de mozaiekopname van de flyby's T39, T55, T57, T58 en T59, verzameld
tussen december 2007 en juli 2009, is een groot donker gebied te zien
met een doorsnede van een paar honderd kilometer. Dit merengebied is behoorlijk
anders gevormd en samengesteld, dan de andere gebieden met meren op Titan.

Boven, het noorden, is een kustlijn te zien met ronde baaiachtige grenzen,
waar rivieren in uitkomen. Links en rechts is begrensd door helder vertakte rivieren,
die soms lengten van tientallen kilometers bereiken. In het donkere gebied
zijn details te zien, die op rivieren lijken en in het donkere gedeelte uitkomen.


Groot donker gebied op Titan



Cassini meet het oppervlak van Titan
6 augustus 2009


De radar van Cassini meet tijdens de 60e flyby, de hoogtes van het oppervlak
van het gebied Xanadu en overlapt ook Ontario Lacus. Het is de bedoeling dat
deze topografische metingen meer informatie geven over de vorm van Titan.


60e flyby langs Titan

Het is voor het eerst dat de hoogste zuiderbreedte wordt gepasseerd,
om de atmosfeer boven de zuidpool te meten.



De zuidpool van Titan
22 juli 2009


De baan van Cassini kruist tijdens de 59e flyby de zuidpool van Titan
en wordt verder in kaart gebracht net als bij de flyby's 55-58.
Er worden ook waarneming met de spectrometer verricht tijdens de dichtste nadering van de ionensfeer.


59e flyby langs Titan

Op 22 juni maakte Cassini een opname van een inslagbassin op de zuidpool van Titan
met een doorsnede van 100 kilometer. Het bassin is waarschijnlijk ontstaan
door een inslag of door vulkanische activiteit en daarna volgelopen met methaan.


Inslagbassin op zuidpool van Titan



Titan flyby
8 juli 2009


De Spectrometer vanCassini onderzoekt Titan als de zon achter Titan
langs gaat en hierna volgt nog een sterbedekkking.


58e flyby langs Titan

De RADAR maakt opnamen van de westelijke kant van Xanadu, die grenst aan Shangri-La.
De banen lopen parallel aan de opnamen van de T-55/56/57 flyby's om Titan
verder in kaart te brengen en bedekt ook het gebied Ontario Lacus.


Opname van duinen op Titan gemaakt op 21 mei 2009

Het duinengebied is 225 bij 636 kilometer groot.



Op zoek naar onbekend terrein
22 juni 2009


De radar gaat weer onbekende gebieden voor de kaart vastleggen, die parallel lopen aan
de gebieden op het zuidelijk halfrond, die tijdens de vorige twee flyby's zijn gemaakt.

Tijdens deze flyby zal Cassini tot ongeveer 955 kilometer Titan naderen en
de buitenkant van het magnetisch veld aan de achterkant opmeten.


57e flyby langs Titan



Canyons op Titan
14 juni 2009


De radar van Cassini maakte op 21 maart opnamen van een complex en uniek canyon
systeem op Titan. De gleuven in de canyon zijn veroorzaakt door de stroming van
vloeibaar methaan via de rivieren. Het stroomde van de hoge plateaus aan
de rechterkant van de opname naar het laag gelegen gebied links.


Canyons op Titan

In het midden van de opname is de grote spreiding van de rivieren waarschijnlijk
veroorzaakt door regen, erosie van het oppervlak. Meer onderin is helder terrein
te zien wat waarschijnlijk hoge kliffen en bergruggen zijn.


De duinen op Titan

De duinen op Titan bestaan waarschijnlijk uit deeltjes ter grootte
van zandkorreltjes, die gevormd zijn uit organisch materiaal.



Wolken op Titan reageren langzaam
6 juni 2009


Cassini maakte tussen juli 2004 en december 2007 infraroodfoto's van Titan,
en ontdekte in totaal meer dan tweehonderd wolken.

Uit deze atmosferische modellen blijkt dat de wolken in de dampkring van Titan veel
langzamer op de seizoenswisselingen reageren dan men dacht.De meeste wolken
bevinden zich rond de zuidpool van Titan, waar het de afgelopen jaren zomer was.
Er zijn ook wolken zichtbaar op veertig graden zuiderbreedte.


Wolken op Titan

Uit de circulatiemodellen is het ontstaan van die wolken te verklaren,
maar de zomerwolken op het zuidelijk halfrond, zouden in de loop van
2005 verdwenen moeten zijn, omdat het herfst begint te worden.

Op veertig graden noorderbreedte zouden ook wolken zichtbaar moeten zijn.
Dit geeft aan dat de dampkring van Titan veel trager reageert op de seizoenswisselingen
dan de theoretische modellen laten zien. Misschien is het temperatuurverschil tussen
de polen en de evenaar van Titan kleiner dan wordt aangenomen.



Cassini onderzoekt zuidelijk halfrond van Titan
19 mei 2009


De radar van Cassini onderzoekt tijdens de 55e flyby het noordwestelijke deel
van het Shangri-La duinengebied op het zuidelijk halfrond van Titan.


55e flyby langs Titan

Tegelijkertijd verricht de spectrometer metingen aan de
magnetische wisselwerking tussen Saturnus en Titan.


Titan in kaart gebracht januari 2009

Kaart van Titan, samengesteld uit de gegevens die tot nu toe van Cassini zijn ontvangen.



Flyby langs Titan
3 mei 2009


Op 5 mei is de 54e flyby van Cassini langs Titan, er volgt onderzoek naar de samenstelling
van de vaste en -vloeibare deeltjes en de temperatuur in de atmosfeer.

Cassini gaat de hoge wolken op het zuidelijk halfrond, in de richting van de zuidpool,
de warmtestijging van plasma in de ionensfeer, het onweer en de wisselwerking met
het magnetische veld van Saturnus en Titan waarnemen en meten.


54e flyby langs Titan



Atmosfeer Titan onderzocht met ultraviolet licht
18 april 2009


Cassinionderzoekt tijdens de 53e flyby langs Titan, de atmosfeer van Titan terwijl
de maan voor de zon langs gaat, met de Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS).


53e flyby langs Titan

Deze zeldzame gebeurtenis geeft de gelegenheid om de hoge ultraviolette straling
te onderzoeken, met de Composite Infrared Spectrometer (CIRS) wordt gedurende
de bedekking van de zon de maanrand van Titan gemeten.


Hoge atmosfeer boven het zuidpoolgebied van Titan

Wisselend, hoge stratosfeernevel boven de zuidpool van Titan. De lichte en donkere banden
ontstaan waarschijnlijk door wisselende concentratie van nevel, veroorzaakt door de aantrekkingskracht
of ze ontstaan door schaduwen die op de nevel valt en golven in de atmosfeer veroorzaakt.



Titan is niet rond
12 april 2009


Onder het oppervlak van Titan bevindt zich wellicht een grote hoeveelheid vloeibare methaan.
Uit metingen verricht door Cassini, die de afgelopen tijd radarsignalen naar het oppervlak
van de maan heeft gestuurd (weerkaatste), blijkt ook dat Titan geen ronde bol is.

De maan is afgeplat bij de polen, waar het oppervlak zich gemiddeld zevenhonderd meter
lager bevindt dan het geval is bij de evenaar. Zelfs de evenaar is niet precies rond,
doordat Titan steeds met dezelfde kant naar Saturnus toe gekeerd is,
is hij in de richting van Saturnus een paar honderd meter uitgerekt.

Deze afplatting is veel hoger dan verwacht en kan niet verklaard worden door
de huidige omloopbaan van Titan. De afwijking van de bolvorm van Titan,
zou er op kunnen wijzen dat de maan zacht is van binnen.


Atmosfeer Titan

De lagere ligging van de polen geeft ook een verklaring waarom de meren
van vloeibare ethaan en methaan op Titan in de poolgebieden te vinden zijn.
Het kan zijn dat die meren zelf, de gebieden zijn die zo laag liggen,
dat de ijskoude vloeistoffen daar aan de oppervlakte komen.

Als Titan reservoirs van methaan en ethaan heeft, dan zou dit een verklaring
geven voor de hoge concentratie van methaan in de atmosfeer van Titan.
Chemische reacties zouden dit methaan al lang vernietigd moeten hebben,
tenzij het voortdurend wordt aangevuld vanuit een bron die veel groter
is dan de aanvulling door de oppervlaktemeren.



Cassini vliegt langs Titan
2 april 2009


Het Radio Science Subsystem (RSS) van Cassini gaat de ionen- en atmosfeer
van Titan onderzoeken tijdens de 52e flyby.

De Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS) onderzoekt de atmosfeer terwijl de ster
Alpha Eri achter Titan langs gaat, dit is al eerder gedaan voor het noordpoolgebied
om een ontbrekend stukje in de temperatuurkaart in te kunnen vullen.


52e flyby langs Titan

Voor deze flyby is een speciale manoeuvre uitgevoerd tussen
de 51 en 52 flyby om in de juiste baan te komen.



Cassini maakt 3D-beelden van Titan
26 maart 2009


Door radarmetingen van Cassini samen te voegen is het gelukt om 3D-beelden
te maken van het oppervlak van Titan. Onder een dikke, mistige dampkring
is bijna 40 procent in kaart gebracht met behulp van de radar.

Twee procent van het oppervlak is tijdens 19 flyby's over de laatste vijf jaar,
meerdere keren met de radar opgemeten en is een stereoscopie mogelijk.


Hotei Arcus op Titan

Er zijn nu 3D-beelden gemaakt van methaanmeren in het noordpoolgebied van Titan,
van bergtoppen, die tot 1200 meter hoog zijn en van duingebieden.
De beelden geven nieuwe informatie over de gemiddelde temperatuur van 180 graden
onder nul en waar vloeibaar methaan te vergelijken is met water op aarde.



Spectrometer onderzoekt Ontario Lacus
24 maart 2009


Cassini onderzoekt Ontario Lacus in het zuidpoolgebied van Titan tijdens de 51e flyby.
Deze flyby is een onderdeel van de Equinox Missie (de verlengde missie van Titan).


51e flyby langs Titan

De vorige opname is gemaakt op 28 juni 2005.


Ontario Lacus



Wind op Titan komt uit westelijke richting
1 maart 2009


Op Titan is de overheersende windrichting aan het oppervlak van west naar oost
in plaats van andersom. In de dampkring komen vrijwel geen wolken voor,
dit maakt het bepalen van de windrichting moeilijk.

Dit blijkt uit onderzoek van een nieuwe kaart met duinenvelden op Titan, uit eerder onderzoek
van de duinen dacht men dat de wind voornamelijk van oost naar west zou waaien.


Wind op Titan van west naar oost

Aan het oppervlak hebben zich uitgestrekte duinenvelden gevormd, die vermoedelijk bestaan
uit korreltjes koolwaterstofverbindingen. De duinen verzamelen zich vooral nabij de evenaar.

De drogere omstandigheden daar vormen een gemakkelijker transport van zanddeeltjes door de wind.
Hierdoor kunnen de duinen zich opstapelen en behoorlijk hoog worden.

Op hogere breedtegraden van Titan zijn nattere omstandigheden, met meer
vloeibare koolwaterstoffen, die niet ideaal zijn voor de productie van duinen.


Duinen op Titan

De radar van Cassini heeft de duinen de afgelopen vier jaar in kaart gebracht.
Op twintig langgerekte radarkaarten van de laatste twee flyby's,
zijn zestienduizend stukjes duin vastgelegd.

Uit de waargenomen structuur van de duinenvelden blijkt dat
de wind op Titan voornamelijk in oostelijke richting waait.


Titan in kaart gebracht



50e flyby langs Titan
5 februari 2009


Cassini zal Titan dicht naderen tijdens de komende flyby en het gebied Tsegihi Mountains onderzoeken.
De radar meet ook de wisselwerking in de magnetosfeer in het midden van de zuidelijke breedtegraad.



50e flyby langs Titan



Verandering van de meren op Titan
30 januari 2009


De mozaÔekopname van de zuidpool van Titan is samengesteld uit opnamen, genomen
met een tussentijd van een jaar en laat veranderingen zien van de donkere gebieden,
die meren vormen en gevuld zijn door seizoensregen van vloeibaar methaan.

Het is waarschijnlijk dat methaanregen van een storm de nieuwe donkere gebieden heeft gevormd.
De opnamen, zoals van Ontario Lacus, laten verschil zien in helderheid tussen 2004 en 2005.

De bovenste linkerfoto is door Cassini verzameld op 3 juli 2004, de rechter op 6 juni 2005, hierop is nieuw
donker gebied (omcirkelt) te zien. De heldere vlekken zijn wolkencomplexen in de lagere atmosfeer, de troposfeer.


Verandering van het oppervlak op Titan

Onderzoekers verwachten, nu de zomer er aan komt op het noordelijk halfrond van Titan, dat de meren
daar door de verplaatsing van de wolkencomplexen de komende tijd zullen veranderen in aantal en afmeting.

De methaanmeren op het noordelijk halfrond van Titan zijn talrijker en groter dan op het zuidelijk halfrond,
maar zijn niet groot genoeg om via verdamping de hoeveelheid gasvormig methaan in de atmosfeer
te verklaren. Waarschijnlijk zijn ook andere bronnen actief, zoals vulkanen.

Cassini heeft Titan bijna in kaart gebracht. Op de overzichtsopname is het noordelijke merengebied van Titan te zien.


Titan in kaart gebracht



Laatste flyby in 2008 langs Titan
20 december 2008


Cassini sluit het jaar af door tijdens de laatste flyby radaronderzoek te verrichten
aan het gebied Ontario Lacus, dit ligt op het zuidelijk halfrond van Titan.


49e flyby langs Titan



IJsvulkanen op Titan?
17 december 2008


Uit opnamen van Titan gemaakt door Cassini blijkt dat er mogelijk ijsvulkanen actief zijn.
Uit eerder metingen werden al indirecte aanwijzingen gevonden voor het bestaan van ijsvulkanisme
op Titan, maar het is ook mogelijk dat het door lokale veranderingen in de dampkring wordt
veroorzaakt, bijvoorbeeld een mistbank die ethaan bevat en boven het oppervlak zweeft.
Verder onderzoek moet dit nog verklaren wat het precies is en hoe het ontstaat.

Bij ijsvulkanisme, cryovulkanisme, spuwt een vulkaan geen lava uit, maar een superkoud
vloeibaar mengsel, welke vooral bestaat uit vluchtige gassen als water, ammoniak en methaan.

Door ijsvulkanisme kunnen grote hoeveelheden methaan vrij komen vanuit het inwendige van Titan,
dit zou een verklaring vormen voor de aanvoer van nieuw methaan. Zonder deze aanvulling zou
het methaan in de atmosfeer van Titan vernietigd worden als gevolg van interacties met zonlicht.


IJsvulkanen op Titan

Opnamen zijn gemaakt op 22 februari 2008 (links) en 30 april 2006 (rechts)

Nieuwe metingen en opnamen laten zien dat sommige delen van het oppervlak van Titan na
een tijdje van helderheid veranderen, het lijkt of er nieuw, reflecterend materiaal is neergedaald.
In deze gebieden is ook de aanwezigheid van bevroren ammoniak vastgesteld,
dit molecuul komt eigenlijk alleen onder het oppervlak van Titan voor.



Cassini ziet de evenaar van Titan in daglicht
6 december 2008


Cassini daalde tijdens de flyby af tot 960 kilometer boven de evenaar van Titan
en onderzocht met de spectrometer de ionensfeer.

De radar verrichtte ook metingen aan het gebied Tui dit ligt in het gedeelte
van de landingsplaats Xanadu. Men verwacht dat in het Tui gebied net als
in het gebied Hotei Arcus, ondergronds vulkanisme voorkomt.


48e flyby langs Titan



Cassini fotografeert landingsplaats Huygens
23 november 2008


Cassini maakte op 19 november een flyby langs Titan op een afstand van 1023 kilometer,
om het oppervlak van de landingsplaats Huygens verder te fotograferen.


47e flyby langs Titan

Andere instrumenten onderzochten de samenstelling van de atmosfeer,
door het licht van ster Beta CMa als achtergrondlicht te gebruiken, en de
werking tussen Titan en Saturnus van de zwaartekracht en de zonnewind.


Opname Titan, 11 oktober 2008



Flyby langs Titan
5 november 2008


De radar van Cassinikijkt toe als de aarde achter Titan verdwijnt en verricht dan
metingen aan de atmosfeer tijdens de flyby op 3 november. Bij een vorige radarmeting
is het signaal teruggekaatst van het oppervlak van Titan naar de aarde.


46e flyby langs Titan

Onderstaande foto is gemaakt op 25 september 2008 door Cassini op 1,7 miljoen kilometer afstand van Titan.


Titan 25 september



Xanadu's kanalen
4 november 2008


Tijdens de laatste flyby van de oorspronkelijk vierjarige missie op 24 mei, maakte Cassini
opnamen van ongewone kanalen (rivieren) aan de rand van het gebied Xanadu. Het zijn
de breedste kanalen die er tot nu toe zijn gezien en ze hebben waarschijnlijk vloeibaar methaan vervoerd.


Geulen in gebied Xanadu

In het verleden heeft Cassini opnamen gemaakt van verschillend gevormde kanalen op het oppervlak
van Titan, die varieeren van licht naar donker gekleurd en van waaiervorm naar breed naar slingerend.
Sommige eindigen in een meer, kunnen enkele honderden meters diep en tot 5 kilometer breed zijn.



Meer van vloeibaar ethaan ontdekt op Titan
31 juli 2008


Titan heeft als enige hemellichaam in het zonnestelsel een met vloeistof gevuld meer
aan zijn oppervlak. Onderzoek met de VIMS-spectrometer van Cassini heeft dit ontdekt.
VIMS analyseert de chemische samenstelling van voorwerpen door naar het weerkaatste licht te kijken.

De inhoud van het meer weerkaatst geen licht op een golflengte van 5 micron. Het grootste deel
van het meer neemt het invallende licht op en slechts 0,1 procent van het licht wordt weerkaatst.
Als Ontario Lacus zo donker van kleur is, moet het oppervlak van het meer heel rustig en vlak zijn.
Geen enkele vaste stof dat op een natuurlijke manier gevormd is, kan zo glad zijn.


Ontario Lacus

Het grote Ontario Lacus, Ontariomeer, ongeveer 20.000 vierkante kilometer groot in het zuidpoolgebied van Titan,
is gevuld met een vloeibaar mengsel van ethaan, methaan, stikstof en overige koolwaterstoffen.
Dezelfde waarnemingen hebben de aanwezigheid van waterijs, ammoniak,
ammonia-hydraten en koolstofdioxide in Ontario Lacus uitgesloten.

Met zijn lengte van 235 kilometer is het iets groter dan zijn naamgenoot op aarde, het Ontariomeer in Amerika.
Het onderzoek van het oppervlak van Titan wordt gehinderd door de dichte atmosfeer.

Op de vage beelden is een meer met een donker strand te zien. De diepte van het meer is niet bekend.
Uit waarnemingen lijkt het dat het meer bezig is om te verdampen. Het meer wordt omringd door
een donker strand, daar waar het zwarte meer en de heldere kustlijn elkaar ontmoeten.

Dit strand lijkt te ontstaan op de plaatsen waar het meer verdampt. Het verdampen van Ontario Lacus
wordt waarschijnlijk veroorzaakt door de verandering van de seizoenen. Titan heeft tijdens de eerste helft
van het jaar een aantal meren op het noordelijk halfrond, die verdampen en tijdens de rest van het jaar
vergelijkbare meren op het zuidelijk halfrond vormen. Een jaar op Titan duurt 29,5 aardse jaren.


Meren op Titan?

Uit onderzoek van de gegevens van Huygens van januari 2005 blijkt ook dat er elektrische activiteit
plaatsvindt op Titan, die op aarde worden gezien als voorlopers van het leven, de organische moleculen.

De elektrische activiteit wordt gevormd tussen de ionosfeer en een groot resonant gebied waarin
de elektromagnetische velden van Titan zich bevinden.
Dit wijst er op dat er elektrische stormen ontstaan in de atmosfeer.

Titan is de enige maan in het zonnestelsel die omgeven wordt door een dikke atmosfeer.
Toch is de kans op het bestaan van leven op de maan groter geworden, nu ontdekt is
dat organische moleculen op Titan gevormd kunnen zijn.



45e flyby langs Titan
29 juli 2008


Donderdag 31 juli vliegt Cassini voor de 45e keer langs Titan.

Dit is de vierde van de vier flyby's, waarbij de radar wordt gebruikt om het inwendige van Titan te onderzoeken
en eventueel het bestaan van een oceaan te bevestigen. Ook wordt het magnetisch veld gemeten.


45e flyby langs Titan



Tektoniek op Titan
28 mei 2008


Cassini maakte tijdens de flyby langs Titan op 12 mei een radaropname van het oppervlak
waar drie richels parallel aan elkaar lopen. Een verklaring voor deze vervormingen
aan het oppervlak is, dat het overhellende of gescheiden blokken zijn van een gebroken
of verschoven korst, waardoor er hoge richels ontstaan.

Dit wordt tektoniek genoemd en ontstaat niet op dezelfde manier als plaattektoniek, dit is een
uniek proces op aarde. De regelmatige tussenruimte is kenmerkend voor gebieden
die worden samengedrukt of uitgerekt over een groter gebied, een voorbeeld hiervan
zien we op aarde in het westelijke United States Bassin in de Verenigde Staten.


Opname oppervlakte Titan flyby 12 mei

De steile hellingen en kliffen zijn een paar honderd meter hoog en liggen ongeveer 50 kilometer
uit elkaar. Het bevindt zich in het bergachtige gebied Xanadu en loopt van west naar oost.

Dit geeft aan dat de tektonische krachten zich in een noord naar zuidrichting bewegen
in het equatoriale gebied. Dit biedt mogelijkheden voor onderzoekers om
de korst en het binnenste van Titan beter te kunnen begrijpen.



Laatste flyby van de oorspronkelijke vier jaar missie
27 mei 2008


Op 28 mei zal Cassini voor de 44e keer langs Titan vliegen. De geplande vierjarige missie
is dan voorbij, maar doordat alles nog goed werkt is het met twee jaar verlengd.
Deze flyby zal weer het gebied Xanadu uitgebreid onderzoeken.

De extra missie, the Saturn Equinox Mission, start deze zomer met 26 flyby's langs Titan,
7 keer langs Enceladus en een keer langs de ijzige manen Dione, Rhea en Helene.


44e flyby langs Titan



Cassini flyby langs Titan
11 mei 2008


Cassini vliegt op 12 mei op een hoogte van 1000 kilometer langs Titan, dit is de eerste
van de twee flyby's over het noordelijk halfrond en het is de bedoeling dat dit gebied
beter in kaart wordt gebracht dat de eerdere flyby's over het noordelijk halfrond.

De radar zal het heldere gebied Xanadu uitgebreider in kaart brengen, in het verleden was
dit gebied maar gedeeltelijk gefotografeerd. De overlap van de foto's geven hopelijk
stereo beelden van dit gebied. Het doel is het gebied Hotei Arcus en Tortola Facula (of the Snail),
dit gebied heeft ijsvulkaanachtige kenmerken, die zichtbaar waren op infrarood opnames.


43e flyby langs Titan

Xanadu's slingerende rivieren
Een netwerk van rivieren bevindt zich boven Xanadu, de opname is gemaakt door Cassini op 30 april 2006.

De rivieren gevuld met methaan en/of ethaan, stromen naar beneden dwars door het gebied
en splitsen zich naar rechts en links op de opname.
Het gebied op de foto is ongeveer 230 kilometer breed en 340 kilometer lang.


Gebied boven Xanadu



Cassini vliegt dicht langs de atmosfeer Titan
24 maart 2008


Op 25 maart nadert Cassini de atmosfeer van Titan op een afstand van 1000 kilometer.

De spectrometer zal de buitenste laag van de atmosfeer onderzoeken.
Gelijk na de dichtstbijzijnde nadering van 1000 kilometer zal de infrarood spectrometer
opnamen maken van het oppervlak dicht bij de landingsplaats van de Huygens.


42e flyby langs Titan



Ondergrondse oceaan op Titan?
21 maart 2008


Als de ontdekkingen van Cassini juist zijn, dan bevindt zich op Titan een ondergrondse oceaan van water
en sporen van ammonia. Tussen oktober 2005 en februari 2008 is Cassini 41 keer langs Titan gevlogen
en daarbij zijn met behulp van de radar een vijftigtal opvallende meren, kloven, rivieren, duinen en bergen
in kaart gebracht. Met deze kenmerken proberen onderzoekers er achter te komen wat de rotatietijd van Titan is.

Uit de waarnemingen blijkt dat de structuren op het oppervlak tijdens de onderzoeksperiode enkele
tientallen kilometers zijn opgeschoven. Deze verschuiving wijst er waarschijnlijk op dat er onder
de ijskorst een vloeibare onderlaag drijft op een diepte van ongeveer 100 kilometer.


Oceaan onder ijskorst op Titan

Deze diepte verwacht men gezien de samenstelling van het oppervlak van Titan en de dichtheid die gemeten is.
Titan is heel koud en heeft niet de goede samenstelling om een gesmolten rotsmantel te hebben, zoals op aarde.
Als het klopt dat de oceaan uit water en sporen van ammonia bestaat, dan volgt onderzoek naar
eventueel leven in de oceaan, die zich onder deze honderd kilometer dikke ijslaag zou bevinden.

Titan is een van de weinige objecten in het buitenste zonnestelsel met een atmosfeer en
men vraagt zich al langer af hoe Titan zijn atmosfeer van methaan blijft voorzien.

Een van de theorieŽn is dat de ijslaag op de maan methaan bevat, dat vrijkomt door processen die
zich afspelen in een oceaan onder de ijslaag. Het nieuwe onderzoek zou deze theorie kunnen ondersteunen.

Titan is nu het vierde hemellichaam in het zonnestelsel met (vermoedelijk) een verborgen oceaan.
Al eerder had de Galileo tekenen van een oceaan gevonden onder het oppervlak van
de grote manen van Jupiter: Europa, Ganymedes en Callisto.



Olie en gas op Titan
22 februari 2008


Volgens berekeningen uit gegevens van Cassini, bevatten de methaanmeren op Titan honderden keren
meer vloeibare koolwaterstoffen dan alle natuurlijke olie- en gasvoorraaden op aarde bij elkaar.

De meren zijn ontdekt op radarfoto's van Cassini, er is tot nu toe 20 procent van het oppervlak van Titan
in kaart gebracht. Een paar van die meren bevatten ruim honderd miljard ton aan methaan en ethaan.


Oppervlakte Titan

De meeste meren die zijn ontdekt, bevinden zich op de noordpool en ontstaan door regen van
vloeibare koolwaterstoffen, die zich verzamelen in enorme neerslaggebieden, waaruit zich meren
van soms wel meer dan tien meter diep, en duinen vormen. De donkere duinen langs de evenaar
bevatten een paar honderd keer meer steenkool dan de steenkoolreserve op aarde.



Landingsplaats Huygens nogmaals gefotografeerd
18 februari 2008


Nadat de Huygens-sonde iets meer dan drie jaar geleden op Titan is geland, zal de radar van Cassini
tijdens de 41e flyby op 22 februari, opnamen maken van het oppervlak van de landingsplaats.

Dit gebied van Titan was al eerder onderzocht door de radar maar toen met een lagere resolutie.
Men verwacht dat de gegevens van twee flyby's meer belangrijke informatie geeft over de topografie.

De radar onderzoekt ook Hotei Arcus, dit gebied verschijnt als een heldere vlek op de infraroodcamera van Cassini.
Opnamen van de radar van dit gebied geven misschien meer duidelijkheid over deze geheimzinnige plek.


41e flyby langs Titan



Radar opname van de zuidpool van Titan
9 januari 2008


De zuidpool van Titan is een gebied met brede, vlakke valleien omgeven door ruwe terreinen.
Op de opname gemaakt tijdens de 39e flyby, zijn ook donkere vlekken te zien, waarvan men
aanneemt dat het meren zijn gevuld met vloeibaar methaan, net als op de noordpool.
Er bevinden zich op de zuidpool minder meren dan op de noordpool.


Zuidpool Titan



Cassini's eerste flyby in het nieuwe jaar
3 januari 2008


Op 5 januari zal Cassini weer langs Titan vliegen en het is de bedoeling dat de spectrometer
de Huygens landingsplaats in kaart brengt, nu ligt het gebied in zonlicht dat er rechtstreeks op schijnt.

De flyby wordt ook gebruikt om met behulp van twee afzonderlijke sterren de atmosfeer
van Titan te onderzoeken. De spectrometer gebruikt het licht van de ster Alpha Bootes
en de ultravioletcamera zal in de richting van Alpha Lyra wijzen.


40e flyby langs Titan


Ster Antares achter de ringen van Saturnus

Het licht van sterren kan soms gebruikt worden om de ringen van Saturnus of de atmosfeer van Titan te onderzoeken.



Cassini onderzoekt zuidpool van Titan
19 december 2007


Tijdens de 39e flyby op 20 december maakt het radarinstrument van Cassini opnamen
van de zuidpool en willen onderzoekers het gebied vergelijken met wat ze
ontdekt hebben in het gebied met meren op de noordpool van Titan.

Het radarinstrument zal opnamen maken van een nieuw gebied, Tsegihi
en van het gebied ten zuiden van het duinenveld Belet.


39e flyby langs Titan

Op het zuidelijk halfrond van Titan zijn tijdens de vorige flyby voor het eerst meren ontdekt,
op het noordelijk halfrond waren al honderden meren gezien door de radar van Cassini.


Meren op de zuidpool van Titan



Het zuiden van Titan
1 december 2007


Cassini zal op 5 december over het zuidelijk halfrond van Titan vliegen.
De infraroodcamera zal dan opnamen maken van het donkere gebied Ontario Lacus, waar
zich mogelijk een groot meer bevindt, die voor het eerst in 2005 door de camera is gezien.
De Huygens landingsplaats zal ook gefotografeerd worden.


38e flyby

Opname van Titan, de oranje smog en de hogere nevels zijn zichtbaar door Saturnus op de achtergrond.


Titan en Saturnus



Nieuwe moleculen ontdekt in atmosfeer Titan
29 november 2007


Onderzoekers hebben gegevens van Cassini onderzocht en bevestigen de aanwezigheid
van zware negatieve ionen in de bovenste regionen van de atmosfeer van Titan.

Deze deeltjes spelen waarschijnlijk een belangrijke rol in de vorming en samenstelling van
meer ingewikkelde moleculen. De ontdekking van de nieuwe deeltjes was heel onverwacht.


Atmosfeer Titan



Titan in het spotlicht
18 november 2007


Cassini zal tijdens de 37e flyby op 19 november opnamen maken van Titan,
want de zon staat dan achter Titan en onderzoekers willen van de gelegenheid gebruik maken
om de dichtheid van de atmosfeer te onderzoeken, die tijdens de vorige flyby minder dik was.


37e flyby langs Titan



Motregen op Titan
31 oktober 2007


's Morgens grondmist en motregen, later droog maar bewolkt en heiÔg.
Dat is het weerbericht op de westelijke flanken van Xanadu, een bergachtig terrein op Titan.

De landingsplaats van de Huygens, Xanadu is een helder gebied op Titan.
Onderzoekers denken dat het misschien schoon gehouden wordt door de regelmatige methaanmiezer.

Met de Keck-telescoop op Hawaii en de Very Large Telescope in Chili is de motregen ontdekt.
Het gaat echter niet om gewone regen, maar om druppels vloeibaar methaangas.
Op Titan is het 180 graden onder nul, waardoor water er stijfbevroren is.

Methaanwolken waren al eerder ontdekt, maar nu is er voor het eerst ook regen waargenomen.
Vermoedelijk ontstaat de motregen doordat vochtige lucht omhoog wordt gestuwd tegen
het bergachtige landschap, net zoals dat op aarde gebeurt.

De methaanmiezer is ontdekt dankzij zeer gevoelige infraroodwaarnemingen, onder andere met
het SINFONI-instrument op de Very Large Telescope. De waarnemingen zijn verricht door een team
astronomen van de Universiteit van CaliforniŽ in Berkeley, waaronder de Nederlandse Imke de Pater.

Het bestaan van methaanregen op Titan wordt al langer verondersteld, maar het is voor
het eerst dat er neerslag is waargenomen op een ander hemellichaam dan de aarde.



Meren op de zuidpool van Titan
12 oktober 2007


Opnamen van de radar van Cassini laten zien dat ook op de zuidpool van Titan kleine
onregelmatige donkere gebieden zijn die over het algemeen gezien worden als meren.

Tot nu toe hadden we geen beelden van het zuidelijk halfrond en kon men alleen vermoedden dat
meren ook daar zouden bestaan. Op de noordpool van Titan zijn al veel van zulke gebieden ontdekt.

Het is nu zomer op de zuidpool van Titan en op het noordelijk halfrond is het winter.
Tot nu toe is ongeveer 60% van het oppervlak in kaart gebracht.
Ongeveer 14% ervan lijkt bedekt met koolwaterstof-meren.


Meren op zuidpool Titan



36e flyby langs Titan
27 september 2007


Cassini nadert de zuidelijke helft van Titan en maakt zich klaar voor de volgende flyby op 2 oktober.

Tijdens deze flyby heeft Cassini weer een kans om van het oppervlak opnamen te maken.
De radar zal een deel van het zuiden onderzoeken en tijdens de volgende passages
zal de Cassini dichter bij de zuidpool komen en kan de radar op zoek naar meren
of zeeŽn als die zich hier bevinden net als op de noordpool van Titan.


36e flyby langs Titan



Flyby langs Titan en Rhea
31 augustus 2007


Op 31 augustus vliegt Cassini vlak langs Titan en zal proberen om een opname te maken van de landingsplaats
van de Huygens. Ook wordt de geologische samenstelling van het oppervlak in kaart gebracht.

Deze flyby brengt Cassini ook op weg voor een flyby dicht langs Iapetus op 10 september,
dan zal Cassini op een afstand van 1640 kilometer langs het oppervlak van Iapetus vliegen.

Iapetus is een maan met veel verschillen, een deel van het oppervlak is bijna zwart en de andere helft lijkt op
vers gevallen sneeuw. Onderzoekers willen meer weten over de samenstelling van het donkere materiaal
dat Iapetus bedekt, over de walnootvorm en de bergketen die langs de evenaar loopt.


35e flyby langs Titan



34e flyby langs Titan
19 juli 2007


Cassini gaat tijdens de 34e flyby langs Titan op 19 juli, het gebied net ten westen van de landingsplek van de Huygens
onderzoeken, dit wordt gedaan om de samenstelling waaruit het opppervlak bestaat vast te stellen.




Opnames van de oppervlakte van Titan tijdens de afdaling op 14 januari 2005



33e flyby langs Titan en flyby langs Tethys
26 juni 2007


Cassini zal deze week op 27 juni langs Tethys vliegen en langs Titan op 29 juni.

Cassini zal op 27 juni een opname van dichtbij maken van de grote krater Odysseus op Tethys,
deze heeft een doorsnede van 450 kilometer, en opnames van de canyon Ithaca Chasma,
die vier keer zo lang is als de Grand Canyon op aarde.
Onderzoekers proberen erachter te komen hoe de canyon is ontstaan
en of Tethys in het verleden actief was, net als Enceladus nu is.

Er worden ook opnames gemaakt van de geheimzinnige donkere plekken op Tethys
en er wordt onderzocht waar de oppervlakte uit bestaat.
Is de oppervlakte van Tethys alleen waterijs of verontreinigt met organisch materiaal,
zoals het materiaal dat de donkere kant van Iapetus bedekt.


33e flyby langs Titan

Twee dagen na de flyby langs Tethys zal Cassini op 29 juni Titan passeren en zal radiogolven terugzenden
naar de aarde, als de aarde achterlangs Titan gaat, gezien vanuit Cassini. Met als doel om op het oppervlak
naar aanwijzingen voor een ondergrondse oceaan te zoeken en ook om de atmosfeer van Titan te onderzoeken.



Oceanen onder de grond op Titan
13 juni 2007


Wetenschappers hebben misschien het eerste bewijs van het bestaan van een ondergrondse oceaan op Titan gevonden.
Huygens pikte het radiosignaal een paar uur voor de afdaling in de atmosfeer op,
maar wetenschappers wisten het de afgelopen jaren nog niet te plaatsen.


Huygens landing

Het waterijs op het oppervlak van Titan is een slechte geleider, waardoor radiogolven moeilijk worden teruggekaatst.
Dit gebeurde wel bij een bepaald gebied op Titan, vermoedelijk zit hier iets wat de radiogolven reflecteert, mogelijk een oceaan.

Toch is de conclusie dat er een oceaan is nog te voorbarig, hiervoor is meer onderzoek vereist.
Het team gelooft er in ieder geval in dat er een ondergrondse oceaan bestaat op Titan.
Mogelijk ligt deze 50 kilometer onder het oppervlak van Titan. Als deze oceaan van water bestaat,
dan zal deze vermoedelijk gemengd zijn met een natuurlijke antivries in de vorm van ammoniak.
Een dergelijk mengsel is in staat het bestaan van leven mogelijk te maken.



Zonsondergang en opgang op Titan
9 juni 2007


Tijdens de 32e flyby van Cassini langs Titan op 13 juni 2007, zullen de onderzoekers van deze
gelegenheid gebruik maken om gedetailleerde metingen aan de atmosfeer te verrichten, door opnames
van de zon te maken als de zon achter Titan langs passeert met zijn dikke, gelaagde atmosfeer.


32e flyby langs Titan

De onderzoekers zullen proberen om met de ultraviolet spectrograafcamera van Cassini,
de hoogste delen in de atmosfeer van Titan te onderzoeken.



Cassini onderzoekt Titan van top tot teen
28 mei 2007


Cassini zal op 28 mei wetenschappelijke waarnemingen uitvoeren op Titan.
Vanaf de aarde gezien zal Cassini in de buurt van de zuidpool achter Titan verdwijnen
om vlakbij de noordpool weer te voorschijn te komen.

Vanuit deze unieke plek zal Cassini radiosignalen gebruiken om de samenstelling van de atmosfeer
van Titan te onderzoeken. De infrarood- en zichtbaarlichtcamera's zullen het heldere gebied Dilmun fotograferen.


31e flyby langs Titan



Grote zee op Titan
24 mei 2007


Cassini maakte opnames tijdens de 30e flyby van Titan, deze opnames laten de kustlijn, een aantal eilandengroepen
als onderdeel van een grote zee, die weer in verbinding staat met de grote zee die door Cassini was gezien.

Net als bij andere meren en zeeŽn met vloeistof op Titan, laat deze zee kanalen, eilanden, baaien en andere kenmerken zien,
net als de kustlijn op aarde. De donkere vloeistof is waarschijnlijk een combinatie van methaan en ethaan.

Wat opvalt aan dit deel van de zee in vergelijking met andere meren en zeeŽn, is de afwezigheid erin van lichtere gebieden,
wat betekent dat de diepte tientallen meters kan zijn.


Grote zee met kustlijnen op Titan tijdens de 30e flyby

Ook de aanwezigheid van de aparte eilanden links, die in dezelfde richting lopen als de hogere eilanden naar rechts, dit is
waarschijnlijk een deel van een bergrug die is overstroomd, vergelijkbaar met Catalina Eiland buiten de kust van Zuid-CaliforniŽ.

De opname die je ziet van de zee is ongeveer 160 bij 270 kilometer groot.



Moleculen ontstaan op grote hoogte in dampkring van Titan
12 mei 2007


Cassini ontdekte, met verschillende deeltjesspectrometers, dat organische verbindingen op Titan op veel grotere hoogte
in de dampkring ontstaan dan tot nu toe werd aangenomen. Uit metingen blijkt dat simpele organische verbindingen,
die voornamelijk koolstof, stikstof en waterstof bevatten, op hoogten van meer dan duizend kilometer kunnen ontstaan.


Atmosfeer Titan

Men ging er vanuit dat deze organische verbindingen, ook gekend onder de verzamelnaam tholins, op hoogten van maximaal
een paar honderd kilometer zouden ontstaan, maar Cassini heeft op grote hoogte benzeenringen en grote ionen gevonden,
dit zijn elektrisch geladen atomen en moleculen, die aangeven dat de tholins waarschijnlijk geproduceerd worden
door eerdere ion-neutrale scheikundige reacties tussen koolstof- en stikstof.

Tholins vormen de belangrijke bouwstenen voor complexere organische moleculen, waardoor in een later stadium leven kan ontstaan.
Als men het ontstaan van tholins beter begrijpt, komt er misschien meer inzicht in de manier waarop het leven op aarde ontstond.



Cassini onderzoekt Kaspische zee op Titan
11 mei 2007


Tijdens de 30e flyby op 12 mei gaat Cassini onderzoeken of er vloeistof aanwezig is,
in waarschijnlijk de grootste zee op Titan.
De onderzoekers wijzigden het radar instrument van richting, want deze stond noordwaarts
gericht en de grote, uitgestrekte donkere zee bevindt zich in het zuidelijke deel van Titan.


30e flyby langs Titan



Cassini brengt oppervlak Titan verder in kaart
23 april 2007


De radar van Cassini zal nog meer gebieden dichtbij de noordpool van Titan onderzoeken tijdens de 29e flyby op 26 april 2007,
het is de bedoeling dat er een gebied wordt onderzocht met de naam de zwarte zee.

De infrarood spectrometer moet de lichte en donkere kanten van Titan onderzoeken op warme plekken en bliksems.


29e flyby



28e flyby langs Titan
6 april 2007


Op 10 april vliegt Cassini voor de 28e keer langs Titan en zal nieuwe gebieden verkennen op de noordpool van Titan.
Tijdens deze flyby hoopt men met de radar meer meren en zeeŽn te vinden.




MozaÔekfoto van het oppervlak van Titan tijdens de 28e flyby



Gigantisch meer op Titan
13 maart 2007


Cassini heeft op 25 februari een opname gemaakt van een gigantisch meer in het noordpoolgebied op Titan.
Het meer is 1100 kilometer lang, de oppervlakte is iets kleiner dan de Kaspische zee op aarde.
Deze grote meren op Titan worden zeeŽn genoemd.




Gigantisch meer op Titan

Op de opname hieronder zie je een opname van nog een heel groot meer (links) in de buurt
van de noordpool van Titan, gevuld met vloeibaar methaan of ethaan, vergeleken met
de Grote Meren in Noord-Amerika (rechts) op aarde, dit is ongeveer 1/5 van de Noordzee.

Dit meer op Titan heeft een oppervlakte van tenminste 100.000 duizend vierkante kilometer
en is groter in omvang dan het Grote Meer op aarde, 82.000 duizend vierkante kilometer.


Meer op Titan in vergelijking met een meer op aarde



26e flyby langs Titan
7 maart 2007


Op 10 maart vliegt Cassini langs Titan en zal opnames maken van het gebied net ten noorden van de evenaar,
de temperatuur in kaart brengen en de bewegingen van de wolken bekijken.


26e flyby



Landingsplaats Huygens genoemd naar Hubert Curien
5 maart 2007


De landingsplaats van de Huygens, die op 14 januari 2005 een zachte landing maakte op Titan,
was Xanadu en wordt nu officieel het Hubert Curien Memorial Station genoemd.
Dit is besloten door de ESA, NASA en de internationale commissie voor ruimteonderzoek COSPAR.


Landingsplaats Huygens

Hubert Curien (1924-2005) overleed drie weken na de Huygens-landing op 6 februari 2005.
Hij was een belangrijke promotor van het Franse en het Europese ruimteonderzoek en speelde een belangrijke rol bij
het tot stand komen van het ESA-programma, Horizons 2000, waar ook de Huygens-missie deel van uitmaakte.


Hubert Curien

Van 1981-1984 was hij voorzitter van de ESA Council, van 1984 tot 1993 was hij Franse minister van ruimte
en wetenschappelijk onderzoek en van 1994-1996 directeur van CERN, het Europese laboratorium voor deeltjesfysica.
Op 14 maart is er op het ESA-hoofdkwartier in Parijs een officiŽle naamgeving.



Flyby Titan over bekend terrein
16 februari 2007


Tijdens de 25e flyby van Cassini langs Titan op 22 februari zal de radar het oppervlak van Titan
in kaart brengen van zes gebieden die al eerder in kaart zijn gebracht.


25e flyby langs Titan

Cassini's radar zal voornamelijk het gebied rond de noordpool onderzoeken, waar de meren zijn gezien.
Op de tweede serie opnames van het merengebied zullen onderzoekers zoeken naar veranderingen
en misschien vinden ze nieuwe meren, door de overlap van de opnames van hetzelfde gebied kan
met een speciale techniek, misschien de hoogte en kenmerken van het oppervlak worden vastgesteld.


Grote meren op Titan

Deze opname is gemaakt tijdens de 25e flyby en laat een groot eiland zien in het midden van ťťn van de grotere
meren op Titan. Het eiland is ongeveer 90 bij 150 kilometer en bevindt zich op de hoogste geografische breedte.



Reuzenwolk rond de noordpool van Titan
februari 2007


Cassini heeft een gigantische wolk ontdekt op Titan. Deze wolk heeft een doorsnede
van 2400 kilometer en bedekt bijna de hele noordpool, waarschijnlijk veroorzaakt de wolk een
methaancyclus, die de meren op Titan vult en is te vergelijken met de watercyclus op aarde.
Deze meren werden vorig jaar ontdekt met het radarinstrument van de Cassini.

De verwachting is dat de methaanwolk nog enkele jaren intact zal blijven, maar als de seizoenen op Titan
voorbijgaan zal de wolkenactiviteit zich verplaatsen naar de zuidpool en zullen op het zuidelijk halfrond
van Titan methaanmeren ontstaan. Een seizoen duurt ongeveer zeven aardse jaren op Titan.


Wolken op de noordpool van Titan

De reuzenwolk bestaat uit methaan, ethaan en andere organische moleculen.
De wolk was nog niet goed zichtbaar, omdat de noordpool van Titan in de schaduw lag.
De foto werd gemaakt op 29 december 2006 door de spectrometer van Cassini.
Op 13 januari 2007 werd de wolk weer gezien, maar hier zijn nog geen foto's van uitgebracht.



Straalstroom op Titan
26 januari 2007


Een samenstand, waarbij een ster achter langs lijkt te bewegen heeft tot nieuwe ontdekkingen van de
atmosfeer van Titan geleid, het licht van de ster werd langzaam minder, in plaats van in ťťn keer te verdwijnen.

Met de gegevens van de sterbedekking, heeft men ontdekt dat Titan, net als op aarde, een straalstroom kent,
dit is een voortdurende, harde wind op grote hoogte, die de hele maan omcirkelt.


Straalstroom op Titan

De straalstroom waait op een hoogte van 200 kilometer boven het oppervlak van Titan en heeft een snelheid
van 700 kilometer per uur. Met deze snelheid kan de wind in ťťn dag om Titan heen draaien.

Waarnemingen van de Huygens lieten in januari 2005 al zien dat op een hoogte van 510 kilometer
een plotselinge temperatuurwisseling plaatsvindt en de gegevens van de sterbedekking
laten deze temperatuurwisseling inderdaad zien.



24e flyby langs Titan
25 januari 2007


Tijdens de 24e flyby van Cassini langs Titan op 29 januari zullen de infrarood camera's de duistere,
dikke mistige atmosfeer onderzoeken, er door heen kijken en de oppervlakte in kaart brengen.


24e flyby



23e flyby langs Titan
10 januari 2007


Cassini begint 2007 met de 23e flyby langs Titan op 13 januari.


23e flyby


Duinen op Titan tijdens de 23e flyby

Op 14 januari is het twee jaar geleden dat de Huygens op Titan landde.

Dit jaar zullen er 17 flyby's langs Titan plaatsvinden en een flyby langs Tethys op 27 juni, Rhea op 30 augustus,
Iapetus op 10 september, dit zijn meer flyby's dan in ťťn van de andere vier jaren van Cassini.



Methaanmeren op Titan
5 januari 2007


Cassini heeft op 22 juli 2006 radarfoto's gemaakt van het oppervlak van Titan.
Op deze foto's zijn 75 donkere vlekken te zien, waarvan onderzoekers met zekerheid zeggen,
dat er methaanmeren op Titan zijn. Eerder werd al aangenomen dat er methaanmeren
van vloeibaar methaangas op het oppervlak van Titan waren, maar er werd nooit bewijs gevonden.

Deze meren hebben afmetingen van 3 tot 70 kilometer, er zijn meren die gedeeltelijk droog staan,
terwijl andere meren volledig gevuld zijn, ook zijn er meren met een steile kustlijn,
terwijl sommige meren heel geleidelijk aflopen.

De meren komen op hoge noordelijke breedtegraden voor. Dit komt omdat het daar nu winter is.
Onderzoekers vermoeden dat het methaangas condenseert bij lage temperaturen,
waarna het weer verdampt als de temperatuur stijgt.

Als het zomer wordt op het noordelijk halfrond van Titan, verdampen de meren vermoedelijk weer,
maar dit duurt nog wel vijftien jaar en dan is het op het zuidelijk halfrond weer winter,
waardoor er daar weer methaanmeren vormen.




Methaanmeren

Ooit werd aangenomen dat er op Titan misschien een uitgestrekte oceaan van vloeibaar methaan zou zijn,
maar die werd niet gevonden, waardoor de aanwezigheid van grote hoeveelheden methaangas
in de dampkring van Titan moeilijk te verklaren was.

Onderzoekers dachten dat er reservoirs van methaan onder het ijs zouden bestaan, dat via ijsvulkanen
naar de dampkring kon ontsnappen en weer door het zonlicht wordt afgebroken.
Maar de radarmetingen wijzen nu uit dat er vloeibaar methaan op het oppervlak is en niet in een oceaan maar in meren.

De meren zijn onderdeel van een methaankringloop op Titan, met neerslag en verdamping.
Daarmee is Titan een ijzig evenbeeld van de vroege aarde, met een temperatuur van 180 graden onder nul.
Alleen is het verloop van de kringloop veel trager dan op aarde, Saturnus draait in 29,5 jaar om de zon
en die omlooptijd is ook de lengte van de seizoenscyclus op Titan.



22ste flyby langs Titan
23 december 2006


Cassini sluit 2006 af met de 22ste flyby langs Titan op 28 december.

Tijdens deze flyby zal de radar het magnetisch veld van Titan meten en zoeken naar ondergrondse oceanen.


22e flyby langs Titan


Duinen op Titan tijdens de 22ste flyby



Enorme bergketen op Titan ontdekt
12 december 2006


Cassini heeft een enorme bergketen ontdekt op Titan, deze is ongeveer 150 kilometer lang, 1,5 kilometer hoog,
30 kilometer breed en is bedekt met organisch materiaal, waarschijnlijk ethaansneeuw door wolken omgeven.


Bergketen op Titan

De ontdekking ervan is gedaan op 25 oktober tijdens de 20e flyby, toen Cassini op korte afstand
langs Titan vloog en gedetailleerde infraroodbeelden van het oppervlak kon maken.
De bergketen is waarschijnlijk ontstaan uit omhoogkomend organisch materiaal,
dat door de openingen tussen de bewegende platen van Titan omhoog werd geperst,
dit is te vergelijken met de mid-oceanische ruggen op aarde.

Op de beelden is ook een waaiervormige structuur te zien, die eruit ziet als een oude lavastroom
de cirkelvormige structuur die ernaast ligt zou wel eens een vulkaan kunnen zijn.



21e Flyby langs Titan
6 december 2006


Cassini onderzoekt tijdens de 21e flyby, op 12 december, de verdeling van aerosols (kleine stofdeeltjes)
en koolwaterstofdeeltjes in de oranje atmosfeer van Titan.


Titan 21e flyby



20e Flyby langs Titan
25 oktober 2006


Vandaag is de 20e flyby langs Titan. Cassini gaat onderzoeken waar de duinen, bergen en meren uit bestaan.
Cassini vliegt langs Titan op een afstand van 1030 kilometer.


20e Flyby langs Titan



19e Flyby van Cassini langs Titan
7 oktober 2006


Maandag 9 oktober 2006 is de 19e flyby langs Titan.


19e flyby Titan

Het grote donkere oppervlak op de foto is waarschijnlijk een meer van koolwaterstof.
Je ziet verschillende kanalen, de langste aan de linkerkant slingert over een lengte van ongeveer 100 kilometer
en lijkt in het meer uit te komen, andere kanalen lijken recht, misschien door verschuiving van de ondergrond.
De heldere plekken in de meren zijn waarschijnlijk oude, verweerde stukken land die zijn overstroomd.


Grote meren op Titan




Meren op Titan
26 september 2006


Cassini heeft tijdens de flyby van 23 september opnamen gemaakt van het oppervlak van Titan,
waarop twee meren te zien zijn, die samen ongeveer 60 kilometer breed en 40 kilometer hoog zijn.


Twee meren op Titan

De onderzoekers waren verbaasd om meren te zien die op aardse meren lijken.
Door de lage temperaturen op Titan en de methaanrijke atmosfeer, bevatten de meren
waarschijnlijk een combinatie van methaan en ethaan en geen water.



18e Flyby langs Titan
23 september 2006


Vandaag 23 september is de 18e flyby langs Titan.
De Cassini vliegt op een afstand van 960 km langs Titan,
dit zal ťťn van de dichtstbijzijnde flyby's zijn.


18e flyby



Ethaanwolken op Titan
14 september 2006


Cassini heeft een grote wolk waargenomen in de richting van de noordpool van Titan,
waar mogelijk ethaansneeuw omlaag valt.

Voor de aankomst van Cassini bij Titan werd nog verwacht dat de atmosfeer van Titan
veel ethaanwolken zou hebben, ethaan ontstaat namelijk bij de afbraak van methaan,
dat een belangrijk bestanddeel van de atmosfeer van Titan is.

De ethaanwolken zouden zelfs zo veel regen moeten geven, dat zich grote meren of zelfs zeeŽn
konden vormen, eind 2004 werden de eerste aanwijzingen van de polaire ethaanwolk ontdekt.
De ethaanwolk is een uitgestrekte wolk op het noordelijk halfrond en heeft een roodachtige tint.


Ethaanwolk op Titan

Het is een soort sluierwolk op dertig tot zestig kilometer hoogte langs de noordelijke poolcirkel,
waar het op dit moment winter is, misschien dat het ethaan zich in de winter boven de polen verzamelt
en daardoor geen neerslag kan geven op meer gematigde breedten.

Als er meren of sneeuwvelden zouden zijn, bevinden ze zich waarschijnlijk in de poolstreken,
maar tot nu toe zijn deze nog niet gevonden.



17e flyby langs Titan
7 september 2006



17e Flyby langs Titan


Foto van Titan tijdens de 17e flyby


Krater met een doorsnede van 30 kilometer


Lange op duinen lijkende richels, met een tussenruimte van 3 kilometer

Opname van Titan tijdens de 17e flyby

Cassini maakte deze opname van het oppervlak van Titan op 7 september 2006 tijdens de 17e flyby.
Het laat langgerekte duinen zien en een inslagkrater aan de linkerkant van de opname.


Krater en duinen op Titan

De 18e flyby langs Titan is op 23 september 2006.
De Cassini vliegt dan op een afstand van 960 km langs Titan,
dit zal ťťn van de dichtstbijzijnde flyby's zijn.



Methaanmotregen op Titan
27 juli 2006


Op Titan motregent het voortdurend vloeibaar methaan, koolwaterstof.
In totaal valt er ongeveer vijftig millimeter neerslag per jaar.
Door de methaanmotregen is het oppervlak van Titan vochtig en modderig.
De motregen is afkomstig uit laaghangende bewolking die uit vloeibare methaandruppeltjes bestaat.

Op grotere hoogte in de dampkring bevinden zich wolken waarin kristallen van bevroren methaan voorkomen.
De neerslag op Titan kan geen vloeibaar water zijn, daarvoor is het te koud,
de temperatuur schommelt rond 183 graden Celsius onder nul.

Andere stoffen kunnen wel vloeibaar blijven bij deze lage temperaturen, zoals methaan en stikstof.
Deze stoffen veroorzaken de motregens op Titan.

Methaan en stikstof zijn op Titan in vaste, vloeibare en gasvorm aanwezig.
Hierdoor kan een methaancyclus ontstaan die zorgt voor wolken.
Tussen acht en vijftien kilometer hoogte vinden we wolken van vloeibare methaan en stikstof.
Het tweede wolkendek erboven bestaat uit bevroren methaandeeltjes.


Wolkenvorm op Titan

De onderzoekers vermoeden dat op de landingsplaats van Huygens, in het gebied Xanadu,
ongeveer vijftig millimeter methaanregen per jaar naar beneden valt.
Dit is geen grote hoeveelheid, zo'n hoeveelheid water op aarde zou een woestijn betekenen.
De regen verklaart dus niet waarom het maanoppervlak er geŽrodeerd uitziet.

Onderzoekers onderzochten dit en kwamen tot de conclusie dat er flinke stormen konden ontstaan.
Deze stormen worden gevormd onder invloed van kleine temperatuurschommelingen of een juiste opwaartse wind.
Het methaan wordt omhoog gebracht door opwaartse winden, met snelheden tot boven de zeventig kilometer per uur.

De wolken die ontstaan kunnen daardoor tot zo'n dertig kilometer hoog komen.
Uit deze wolken kan vervolgens flink wat regen vallen, met druppels tot bijna vijf millimeter groot kan er binnen
vier uur meer dan honderd kilo methaanregen per vierkante meter neerdalen op het maanoppervlak.



Meren van koolwaterstoffen op Titan
25 juli 2006


Titan bevat waarschijnlijk meren van vloeibare koolwaterstoffen, zoals methaan of ethaan.
Dat blijkt uit recente radarwaarnemingen van de 16e flyby van Cassini.

Op twee foto's van de hoge noordelijke breedten, die afgelopen vrijdag werden gemaakt door Cassini denken onderzoekers
het bewijs te zien voor meren vol vloeibaar methaan, op de foto's zijn duidelijk zwarte plekken zichtbaar.
De zwarte kleur op radarbeelden ontstaat als de radiostralen weerkaatst worden door een glad oppervlak, zoals een vloeistof.

Aan de randen van de donkere vlekken op de radarbeelden gaat het zwart scherp over in grijs, ook een eigenschap
van vloeibare meren en tussen sommige van de meren lopen kanalen, waarvan de vorm van de stromingspatronen
sterk doet vermoeden dat ze door een vloeistof zijn uitgesleten.


Meren op Titan

Het bestaan van methaanmeren op Titan werd jaren geleden al voorspeld, maar nog niet gevonden door Cassini .
Toekomstige radarwaarnemingen en infraroodfoto's zullen hopelijk meer uitsluitsel kunnen geven.
De methaanmeren kunnen in de loop van de tijd van omvang veranderen
en de ruwheid van het oppervlak kan variŽren als gevolg van de wind.

Als de donkere vlekken op de radarbeelden inderdaad vloeistofoppervlakken zijn,
is Titan het enige hemellichaam in het zonnestelsel naast de aarde waarop meren voorkomen.



IJskiezels op Titan waargenomen door radio-instrument van Huygens
25 juli 2006


De Huygens, die op 14 januari 2005 een zachte landing maakte op het oppervlak van Titan,
fotografeerde ijskiezels met afmetingen van enkele centimeters.

Het bestaan van deze stenen is nu ook afgeleid uit een nauwkeurig onderzoek van de radiosignalen van de Huygens.
Een deel van het op aarde opgevangen radiosignaal van de Huygens-lander blijkt eerst door het oppervlak van Titan te zijn weerkaatst.


Huygens meet kiezels



16e flyby van Cassini langs Titan
19 juli 2006



Titan 16e flyby

Op 22 juli vervolgt Cassini zijn zoektocht naar meren en rivieren van methaan en/of ethaan op Titan.
In april en mei werden land, rivieren en bergen dichtbij de evenaar van Titan onderzocht.

De radar van Cassini zal tijdens de 16e flyby, de hogere noordelijke gebieden van Titan onderzoeken.
Misschien dat er in het noorden van Titan methaan meren zijn, die in de winter groter en in de zomer kleiner worden.


Bergen en meren op Titan, in het gebied Xanadu bij de evenaar

De lichte gebieden zijn heuvels of bergketens, de donkere gebieden kunnen bestaan uit vloeibaar methaan en/of ethaan.
Het gebied op de foto is ongeveer 150 kilometer breed en 400 kilometer lang.



15e flyby langs Titan
2 juli 2006


Twee jaar draait Cassini nu om Saturnus en is op de helft van zijn missie.
Op 2 juli vliegt Cassini voor de 15e keer langs Titan.


15e flyby langs Titan

Cassini zal onderzoek doen naar de wisselwerking tussen de atmosfeer van Titan
en de grote aantrekkingskracht van Saturnus.
Cassini zal ook het oppervlak onderzoeken om de eigenschappen
en de samenstelling van het oppervlak beter te kunnen begrijpen.



Titan en Enceladus
23 juni 2006


Cassini heeft een mooie foto van Titan en Enceladus gemaakt.
Titan en Enceladus zijn geologisch actief.

De foto is genomen op een afstand van 4,1 miljoen kilometer van Enceladus
en 5,3 miljoen kilometer van Titan.


Titan en Enceladus



Saturnus met op de achtergrond Titan
9 juni 2006


Cassini maakte een mooie opname van Saturnus en Titan.
In de verte, achter Saturnus en zijn donkere ringen zie je Titan.


Saturnus en Titan

De opname is boven de ringschijf genomen en kijkt op de schaduwkant van de ringen.
De afstand tot Saturnus is 2,9 miljoen kilometer en tot Titan 4,1 miljoen kilometer.

Cassini heeft tot nu toe vijf keer zijn radar op het oppervlak van Titan gericht, waarbij telkens een smalle strook land
in kaart werd gebracht, na onderzoek blijkt nu dat er veel minder kraters zijn dan men had verwacht.
Er zijn pas twee kraters gevonden, terwijl er ongeveer 100 kraters met een doorsnede van meer dan
20 kilometer werden verwacht, want alle manen worden getroffen door inslagen, dus ook Titan.

Eťn van de twee gevonden kraters is Minerva, is een enorme inslagkrater met een doorsnede van 450 kilometer.
Minerva heeft waarschijnlijk vloeistofstromen, de andere is de 80 kilometer brede krater Sinlap.



14e flyby langs Titan
20 mei 2006


Cassini zal vandaag weer de dunne atmosfeer van Titan van binnenuit onderzoeken, net als bij de vorige flyby
als Cassini achter Titan vliegt en de gegevens via radiogolven doorzenden naar de aarde.

De radiogolven gaan op deze manier door de atmosfeer van Titan heen en onderzoeken de samenstelling
van de atmosfeer, de temperatuur, de structuur en de wind.

Tijdens de flyby worden ook radiogolven naar het oppervlak van Titan gestuurd en weer terug naar de aarde,
om gegevens over de samenstelling en de ruwheid van het oppervlak te verzamelen.


14e flyby langs Titan



13e flyby langs Titan
30 april 2006


De radar van Cassini zal door de dikke smog die Titan omringd, opnames maken van het gebied Xanadu.
Het is nog niet duidelijk of Xanadu een berggebied, een enorm bekken,
een gelijkmatige vlakte of een combinatie van alledrie is.


13e Flyby

Tijdens de flyby werden delen van het gebied Xanadu in kaart gebracht, een helder gebied op Titan.
Hoe Xanadu is ontstaan, is nog onduidelijk, maar de radarbeelden tonen details die nog niet eerder zijn gezien,
zoals golvende kenmerken waar mogelijk vloeibare stoffen stromen.
Daarnaast zijn er nog twee ringvormige structuren gefotografeerd. Waarschijnlijk zijn dat inslagkraters of vulkanen.


Gebied Xanadu met kraters of vulkanen

De ESA heeft nieuwe foto's samengesteld van de zachte landing op Titan, op 14 januari 2005, door de Huygens.
Op basis van honderden foto's en gegevens van verschillende meetinstrumenten aan boord van Huygens is hiermee
een zo compleet mogelijk beeld gemaakt van de landing.

De camera's van de Huygens zagen eerst alleen nevelige lagen in de dikke dampkring van Titan, maar toen de capsule
op een hoogte van ongeveer zestig kilometer kwam, konden oppervlaktedetails worden vastgelegd.
Na de landing waren ijsblokken, kiezels, van enkele centimeters groot te zien.

Huygens landde op de grens van een helder en een donker gebied op Titan.
De donkere gebieden zijn vermoedelijk gestolde vlaktes van teer-achtige koolwaterstofverbindingen.


Landingsfoto Huygens van Titan

Duinen op Titan werden eerder al ontdekt en zijn nu opnieuw te zien op de foto.
Met het radarinstrument van Cassini zijn zandduinen ontdekt, die veel weg hebben van soortgelijke duinen
in woestijnen op aarde, zoals die in NamibiŽ en de Sahara, de duinenvelden op Titan hebben afmetingen tot
1500 bij 200 kilometer en de afzonderlijke duinen bereiken hoogtes van honderd ŗ honderdvijftig meter.

De duinenrijen lopen honderden kilometers lang paralel aan elkaar, op onderlinge afstanden van ťťn ŗ twee kilometer.
Ze komen rond de evenaar veel voor en ontstaan door de wind in de atmosfeer van Titan, de wind ontstaat door
sterke getijdenwerking, die wordt veroorzaakt door de aantrekkingskracht van Saturnus op Titan.

De getijdenwerking is op Titan bijna 400 keer groter dan de getijdenwerking die de maan uitoefent op de aarde.
De duinenrijen lopen van oost-west en bestaan uit korrels met een grote van tienden van millimeters, (een zandkorrel).
Deze korrels bestaan waarschijnlijk uit gestolde koolwaterstoffen of ijskorrels.


Duinen op Titan vergeleken met duinen op de aarde


Dit is Shikoku Facula (in Xanadu) en lijkt op Groot-BrittanniŽ



Cassini en 12e flyby langs Titan
17 maart 2006


Op 18 maart zal Cassini tijdens de 12e flyby,
van binnenuit de nevelige atmosfeer en het oppervlak van Titan onderzoeken.
Cassini zal radiogolven door de atmosfeer heenzenden naar de aarde, als hij achter Titan vliegt,
dit om gegevens te verzamelen over de temperatuur, wind en structuur van de atmosfeer.


12e flyby langs Titan

Cassini heeft dit nog niet eerder gedaan, de gegevens van het experiment kunnen dan vergeleken worden
met de gegevens van de Voyager 1 in 1980.

Tijdens de flyby, zal Cassini ook radiogolven op het oppervlak laten weerkaatsen naar de aarde, om uit
de verschillende golflengten op te maken hoe de samenstelling en onregelmatigheid van het oppervlak is.



Methaan in atmosfeer Titan
2 maart 2006


Wetenschappers hebben door onderzoek en dit vergeleken met de gegevens van de Huygens
tijdens de landing in januari 2005 en van Cassini, wellicht het vraagstuk van de aanwezigheid
van methaangas in de atmosfeer van Titan, opgelost.

Methaan wordt onder invloed van zonlicht in de loop van de miljoenen jaren afgebroken,
dus moet er een bron zijn vanuit Titan die de voorraad af en toe aanvult.


Binnenste lagen van Titan, waaruit het methaan vrij komt

Volgens de wetenschappers zit het methaan, dat op Titan ongeveer dezelfde rol vervult als water op aarde, misschien
opgesloten in methaanrijk waterijs dat een korst vormt op een oceaan van vloeibaar water, vermengd met ammoniak.

Er zijn in het verleden drie periodes geweest waarbij het methaan uitgaste en in de atmosfeer terecht is gekomen.
De eerste methaanontsnapping zou het gevolg zijn van vulkanische activiteit vroeg in de geschiedenis van Titan,
toen het binnenste van de maan nog warm was ten gevolge van de afbraak van radioactieve elementen.

Een tweede periode van uitgassing heeft twee miljard jaar geleden plaatsgevonden.
De meest recente en derde methaanuitstoot begon ongeveer 500 miljoen jaar geleden en zou het gevolg kunnen
zijn van afkoeling, doordat gas zich verplaats via energiestromingen, van warm naar koud, in de vaste ijskorst.

Hoewel de uitgassing voldoende is voor het aanvullen van methaan in de atmosfeer, is het niet genoeg voor
het ontstaan van oceanen van methaan, die zouden er in het verleden wel geweest kunnen zijn.
Men vermoed dat over enkele honderden miljoenen jaren het uitgassen stopt en Titan bijna geen methaan meer zal bevatten.



11e Flyby langs Titan
27 februari 2006


Cassini vliegt op 27 februari dicht langs Titan, op een afstand van 1813 kilometer.
Dit is de eerste van vier flyby's om het magnetisch veld van Titan te meten en te onderzoeken en om een antwoord
te vinden op de vraag of er zich onder het oppervlak een oceaan bevindt.


11e Flyby langs Titan

De volgende flyby's dicht langs Titan zijn: 22e flyby, 33e flyby en 38e flyby.
Deze vier flyby's vinden plaats als de afstand tussen Titan en Saturnus bijna op zijn grootst is.

In totaal zal Cassini 45 flyby's langs Titan maken, soms op een afstand van slechts een paar honderd kilometer.



Het weer op Titan
23 januari 2006


Door waarnemingen van Titan, vanaf de aarde en door gebruik te maken van waarnemingsgegevens
van Cassini, zijn wetenschappers erin geslaagd een weercomputermodel van Titan te maken, dat de vorming
van stikstof en de verschillende soorten ethaan en methaanwolken op Titan verklaart.

Doordat de atmosfeer van Titan in zichtbaar licht ondoorzichtig is, gebruikte men infraroodbeelden.
De Cassini draait nu anderhalf jaar om Saturnus.


Infraroodfoto van Titan

Het computermodel model is in staat om op afstand het klimaat op Titan te onderzoeken.
Het is ook mogelijk om de aanwezigheid van wolken te voorspellen voor ťťn Titan jaar, dit is 30 jaar op aarde.

De komende jaren zal Cassini nog enkele malen een kort bezoekje aan de maan van Saturnus brengen.

Al sinds de jaren 80 weten we, dat door de koude temperaturen in de atmosfeer van Titan,
de meeste organische verbindingen, gevormd worden in de bovenste atmosfeerlagen
en wolken gaan vormen terwijl ze zakken in de atmosfeer.

Het methaangas in de atmosfeer daarentegen zou vanaf het oppervlak
verdampen in wolken en zo opstijgen in de atmosfeer.


Atmosfeer en witte wolkentoppen

De methaanwolken die door Cassini zijn waargenomen, blijken inderdaad te ontstaan op plaatsen,
die door het computermodel worden voorspeld, onder andere boven de zuidpool van Titan.

De gegevens van het nieuwe wolkenmodel zullen de komende jaren vergeleken worden
met de waarnemingsgegevens van Cassini en met waarnemingen van telescopen op aarde.



Eťn jaar geleden landing Huygens
13 januari 2006


Op 14 januari 2005 landde de Huygens na een afdaling van twee uur en 28 minuten op Titan.


Huygens geland op Titan

Foto's van Cassini tijdens de 8ste flyby en van de Huygens tijdens de landing laten zien
dat geologische processen op Titan hetzelfde zijn als op aarde.



10e flyby langs Titan
13 januari 2006


Op 15 januari is de 10e flyby van Cassini langs Titan.


10e flyby langs Titan



9e flyby langs Titan
22 december 2005


Tijdens de 9e flyby van Cassini langs Titan, op 26 december, zal het ruimtevaartuig zich in
hetzelfde gebied bevinden als de Voyager 1 in 1980, toen deze langs Titan vloog.

Cassini's baan door het magnetisch veld van Titan zal voor de wetenschappers nieuwe gegevens
opleveren om te onderzoeken en te vergelijken met de gegevens van de Voyager 1, 25 jaar geleden.


Links Cassini en rechts Voyager 1



Landingsplaats van de Huygens-sonde is bekend
1 december 2005


Op de nieuwe mozaÔekfoto's, gemaakt door Cassini tijdens de achtste flyby op 28 oktober 2005,
is door een rood kruis aangegeven wat de landingsplaats van de Huygens op Titan is geweest.

Tijdens de afdaling op 14 januari 2005 maakte de Huygens foto's van het oppervlak waar hij landde.

Landingsplaats van de Huygens
Landingsplaats van de Huygens

Door deze foto's te vergelijken met de mozaÔekfoto's van 28 oktober en doordat wetenschappers
steeds meer te weten zijn gekomen over het oppervlak van Titan, kon de landingsplaats worden bepaald.

De voorspelde landingsplaats lag ongeveer 7 kilometer verwijderd van de uiteindelijke landingsplaats.



Ultraviolette nevel op Titan
8 november 2005


Er hangt een ultraviolette nevel, op een hoogte van 500 kilometer, om Titan heen.


Ultraviolette nevel op Titan

Wetenschappers proberen erachter te komen,
welke processen de dunne, hoge nevel veroorzaken.

De nevel bestaat uit heel kleine deeltjes, die het zonlicht weerkaatsen.
Waarschijnlijk verdicht materiaal, mogelijk waterijs.

De foto is gemaakt door Cassini op een afstand van 917.000 kilometer vanaf Titan.



Nieuwe gebieden op Titan krijgen namen
4 november 2005


Een mozaÔekfoto van de achtste flyby langs Titan op 28 oktober.

De onbekende gebieden zijn in kaart gebracht,
hierdoor veranderen de geheimzinnige gebieden in bekendere gebieden met een naam.


MozaÔekfoto's van de landingsplaats Xanadu

Het donkere gebied heet Shangri-La, het lichte gebied Xanadu.

De radar van Cassini heeft de kustlijn van Titan in beeld gebracht.
Na hevige regenbuien komen op Titan tijdelijk meren en zeeŽn van vloeibare koolwaterstoffen (methaan) voor.



8e flyby langs Titan
28 oktober 2005


De achtste flyby van Cassini op een afstand van ongeveer 1400 kilometer, heel dicht langs Titan.
De Cassini heeft de landingsplaats van de Huygens, Xanadu en de omgeving gefotografeerd.


Titan 8e flyby



De methaanwolken van Titan
20 oktober 2005


Methaanwolken in de dampkring ontstaan waarschijnlijk uit het binnenste van Titan.
De astronomen trekken deze conclusie uit de waarnemingen van de Keck-2 telescoop.


Methaan op Titan

De wolken verschijnen steeds boven hetzelfde gebied op Titan, waarschijnlijk is het methaangas
in de wolken afkomstig uit scheuren en barsten in het ijzige oppervlak van Titan of van ijsvulkanisme.

Waar het methaan in de dampkring precies vandaan komt is nog steeds raadselachtig,
want het wordt door ultraviolet zonlicht snel afgebroken, dus het moet steeds ververst worden.



Kustlijnen op Titan
16 september 2005


Het lichte, ruwe gebied links lijkt op kustlijnen met hoger bergachtig gelegen land,
dat is doorsneden door kanalen en baaien.

De baaien zijn waarschijnlijk door methaanregen uitgesleten.


Kustlijnen op Titan

De kanalen zijn ongeveer 1 kilometer breed en 200 meter diep en worden veroorzaakt door breuken in de korst.

Het donkere gebied (vlakte) is mogelijk een oude zeebodem en lijkt overstroomd geweest te zijn,
maar het vloeibare methaangas is weer gedeeltelijk verdwenen.



7e flyby langs Titan, de letter H
13 september 2005



De letter H

Dit wordt zo genoemd omdat het zwarte gebied op een H lijkt die op zijn kant ligt.

De noordelijke helft wordt Fensal genoemd, hierin liggen eilandjes die 5 tot 40 kilometer groot zijn.
De zuidelijke helft heet Aztlan, hierin liggen grotere eilanden deze zijn 120 bij 240 kilometer.
Het grootste eiland is Sotra Facula.


Het gebied Fensal-Aztlan is de letter H


Titan 7e flyby

Cassini vliegt op een afstand van 1075 kilometer langs Titan.



Windduinen op Titan
5 september 2005


De foto van Titan laat een jong en dynamisch oppervlak zien, die door vulkanisme, erosie en inslagkraters is gevormd.

De krassen worden gezien als windduinen, die worden gevormd door de wind en ze lijken op aardse sneeuwduinen.


Duinen op het oppervlak van Titan



6e flyby Cassini langs Titan
23 augustus 2005



6e flyby Titan

De foto is genomen op een afstand van ongeveer 3800 kilometer.
Op 7 september is de volgende flyby langs Titan.


6e flyby titan



Land of meren
28 juni 2005


Op de zuidpool van Titan is een donker gebied ontdekt door de Cassini.
Het is waarschijnlijk een meer van vloeibaar koolwaterstof, dat afkomstig is uit de atmosfeer.
Het meer is ongeveer 235 bij 75 kilometer groot.

De witte vlekken zijn methaanwolken.

De kustlijnen lijken op die van aardse meren die te maken hebben gehad met watererosie en afzetting,
maar het kan ook een opgedroogd meer zijn.

De andere kleine donkere gebieden zijn waarschijnlijk ook meren.


Donker gebied op de zuidpool van Titan



Oude vulkaan op Titan
8 juni 2005


Cassini heeft op Titan een oude vulkaan ontdekt, die waarschijnlijk methaan heeft gespuwd.
Dit zou ook kunnen verklaren hoe het methaan in de atmosfeer is gekomen.

De vulkaanuitbarstingen zouden zijn ontstaan door hitte als gevolg van getijdenwerking op Titan.
Dit komt door de elliptische baan van Titan rond Saturnus,
die ervoor zorgt dat de vorm van Titan om de 16 dagen verandert.

Ook blijkt dat er geen zeeŽn van koolwaterstoffen zijn op Titan.


Vulkaan op Titan



Heldere vlek op Titan
25 mei 2005



Heldere vlek op Titan

Er is een heldere (infrarode) vlek op Titan ontdekt.
De vlek is waarschijnlijk veroorzaakt door landverschuiving, vulkanisme of atmosferische processen.

De linker is een infrarode foto.
De middelste foto is gemaakt met de camera ISS.
De rechter is een combinatie van de linker + de middelste foto.


ISS-camera



Serie foto's van het hele oppervlak van Titan
13 mei 2005



Oppervlak Titan

Dit zijn 60 foto's van Titan gemaakt op 3 kilometer hoogte.

De lichtere gebieden in het noorden en westen zijn hoger dan de rest van het oppervlak.
De donkere lijnen in het noordwesten lijken op afvoerrivieren naar het donkere midden.



Nieuwe foto's van Titan
22 april 2005



Drie verschillende opnamen van Titan

De linker foto is zoals Titan in het echt uitziet.

De middelste foto is genomen met een camera die door de atmosfeer heeft gefotografeerd.

De rechter foto is in onechte kleuren, de groene kleur is het oppervlak,
de rode kleur is het methaan hoog in de atmosfeer en blauw is de buitenste rand van de atmosfeer.



Vijfde flyby langs Titan
16 april 2005


Op 16 april was de vijfde flyby langs Titan.

Cassini vloog op 1025 kilometer langs Titan.


5e flyby Titan


Titan



4e flyby, nieuwe gebieden op Titan
5 april 2005


Op 31 maart vloog de Cassini op 2400 kilometer afstand langs het oppervlak van Titan.

Er zijn door de Cassini nieuwe gebieden en kraters ontdekt.

Rechts van het midden zie je een krater van 80 kilometer doorsnede.
Witte buitenkant met een zwarte vlek aan de binnenkant.


Oppervlakte Titan


4e flyby Titan



Foto van de wolken op de zuidpool van Titan door Cassini
9 maart 2005


Deze foto is gemaakt op een afstand van 340.000 kilometer.


Witte wolken op de zuidpool van Titan



Titan laat eerste geheimen zien
23 februari 2005


Ammoniak kan de atmosfeer van Titan hebben vormgegeven.

Volgens onderzoekers van de Universiteit van Arizona,
heeft Titan grote hoeveelheden ammoniak en water verzameld.

De onderzoekers zijn er zeker van dat de instrumenten van Cassini
een vloeibare laag van ammoniak en water onder het oppervlak van waterijs gaan vinden.



3e flyby van Cassini langs Titan
18 februari 2005


Cassini vloog op 14 februari voor de derde keer langs Titan (flyby) op een afstand van 1580 kilometer.

Op 18 februari werden de eerste foto's vrijgegeven.
Hieronder zie je de foto's.

kraterinslag op Titan


Minerva, inslagkrater op Titan

Men vermoedt dat het van tijd tot tijd methaan regent op Titan. De regen is nog niet aangetroffen,
maar men heeft aanwijzingen gevonden dat het in ieder geval soms regent op Titan.

Vloeistofstromen zullen de kraters uitslijpen en er verzakkingen veroorzaken.
Deze vloeistofstromen komen waarschijnlijk van cryovulkanen, dit zijn ijsvulkanen die geen lava maar water spuwen.
Als dit vlak bij een krater plaatsvindt, kan de krater vollopen en dit verklaart misschien waarom er weinig kraters zijn op Titan.
Ook regent het voortdurend vaste deeltjes, roet, op Titan die de kraters kunnen bedekken.

De Minerva-krater heeft een doorsnede van 440 kilometer en is waarschijnlijk ontstaan door een inslag van een komeet of een planetoÔde.
Dit is de eerste inslagkrater die is waargenomen door de radar van Cassini.

Witte kanalen in het gebied waar Huygens is geland
Witte kanalen in het gebied waar Huygens is geland


3e flyby Titan



Windkracht zeventien op Titan
17 februari 2005


Op vrijwel alle hoogtes stond een westenwind, dit is de richting waarin Titan om zijn as draait.

Het hardst waaide het op 120 kilometer hoogte, met ruim 400 kilometer per uur.
Dat is bij ons op aarde meer dan windkracht 12.

Aan het oppervlak stond maar weinig wind.

Deze foto hieronder was op 151.000 kilometer afstand genomen door Cassini.

Atmosfeer van Titan
Atmosfeer van Titan



Ook op Titan is wind, mist en regen
22 januari 2005


De atmosfeer en de oppervlakte van Titan vertonen grote overeenkomsten met die van de aarde.
Op Titan regent het, er staat wind, er hangen mistflarden, op de bodem slaat donkere smog neer, het landschap is doorsneden met kloven en rivieren.
Er zijn duidelijke sporen van erosie.

Er zijn donkere en lichte gebieden, kronkelende rivieren die naar laagvlaktes stromen, ijskammen, kustlijnen, eilanden en een landschap bezaaid met keiharde ijsbrokken.

Het grote verschil tussen Titan en de aarde is dat het op Titan geen water regent maar vloeibaar methaan.
De atmosfeer bevat geen zuurstof, maar bestaat vooral uit stikstof.
Het methaan neemt aan het oppervlakte toe.
Daardoor ontstaat in de hogere delen van de Titanatmosfeer de oranje kleur (smog).

Het zou 21 januari geregend kunnen hebben op Titan.



Methaan op Titan
21 januari 2005


Foto's tijdens de afdaling van de Huygens tonen een heel netwerk van kanalen, die overgaan in rivieren die uitmonden in een meer.
Tevens vond de sonde afgeronde kiezelstenen van waterijs op rivierbeddingen.

Een andere ontdekking is dat er vulkanische activiteit op Titan is geweest.
Er werd echter geen lava gespuwd zoals op aarde, maar waterijs en ammoniak.

Er is ook vloeibaar methaangas (aardgas) aangetroffen, dit bedekt een groot deel van het oppervlak van Titan.
Het zou er zelfs methaan (koolwaterstof) regenen.
Het methaan op Titan heeft een belangrijke rol gespeeld op Titan, zoals het water op onze aarde.

De missie kost in totaal 460 miljoen euro.



Deel van de foto's van Titan mislukt
17 januari 2005


De helft van de 700 foto's is niet aangekomen doordat ťťn van beide communicatiekanalen tussen Huygens en Cassini het niet deed.
Aan boord van Cassini stond de betreffende software niet aan.

Maar later bleken de signalen door zeventien radiotelescopen op aarde toch nog waarneembaar ondanks de enorme afstand.

De radiotelescopen in Westerbork werden ook op Titan gericht, maar deze ontvingen geen signalen.

Vanaf 16 kilometer hoogte zijn er op Titan geulen te zien die naar een donkere vlakte lopen.
Misschien een methaanzee.

Het lijkt erop dat Huygens op zachte bodem is geland, te vergelijken met nat zand of klei.
De warmtevoeler van Huygens heeft -180įC gemeten.



De eerste foto's van Huygens
15 januari 2005


De eerste foto's van de oppervlakte van Titan zijn ontvangen.
Daarop zijn een soort canyons en gedrongen rivieren te zien die naar een kustlijn voeren van wellicht een Methaanzee
en een bodem bezaaid met ijs- en rotsblokken.

Het gebied waar Huygens is neergekomen heet Xanadu.

Titan heeft een dichte atmosfeer die door de aanwezigheid van stikstof en ook methaan en ethaan,
veel lijkt op die van onze aarde 4 miljard jaar geleden.

Er werd verwacht dat na de landing, de Huygens nog een paar minuten foto's kon maken,
maar hij heeft nog twee uur lang foto's gemaakt en doorgestuurd naar Cassini.



Huygens geland op Titan
14 januari 2005


Bij de NASA werd om 11.30 uur het bericht ontvangen dat de Huygens was losgekoppeld.
Om ongeveer twee uur 's middags is de Huygens geland op Titan.
Waarschijnlijk heeft het de landing overleefd, want er komen ook nu nog radiosignalen door.

De atmosfeer van Titan lijkt op die van de aarde, kort na haar ontstaan.
De afstand van Titan naar de aarde is 1,5 miljard kilometer.

Wolkenbanden van Saturnus, gefotografeerd op 14 december 2004 door de Cassini
Wolkenbanden van Saturnus, gefotografeerd op 14 december 2004 door de Cassini



2e flyby Cassini langs Titan lost mysterie methaanzee niet op
26 oktober 2004


De vraag of zich op Titan zeeŽn van vloeibaar methaan bevinden, is met de tweede flyby van de Cassini-sonde niet definitief beantwoord. Dinsdag passeerde de Cassini de in oranje nevel gehulde, grootste Saturnusmaan op een afstand van 1200 kilometer, 300 keer dichterbij dan juli 2004.

Sommige delen van het oppervlak zouden wel eens bedekt kunnen zijn met een drap van bevroren en vloeibare koolwaterstoffen. Sommige gebieden zijn ruig, andere juist glad. Het Titan-oppervlak is plat en streeppatronen wijzen op wind.


2e flyby Titan




1e flyby Cassini langs Titan
25 oktober 2004


De eerste flyby van Cassini langs Titan.


1e flyby Titan

Lees meer over Saturnus:

Lagen & Atmosfeer Manen Ontstaan Ringen Ruimtevaart