05-02-2015 Saat: 17:16
Mars veya Merih (eski: Sakıt[1]), Güneş Sistemi'nin Güneş'ten itibâren dördüncü gezegeni. Roma mitolojisindeki savaş tanrısı Mars'a ithâfen adlandırılmıştır. Yüzeyindeki yaygın demiroksitten dolayı kızılımsı bir görünüme sahip olduğu için Kızıl Gezegen de denir.
İnce bir atmosferi olan Mars gerek Ay'daki gibi meteor kraterlerini, gerekse Dünya'daki gibi volkan, vadi, çöl ve kutup bölgelerini içeren çehresiyle bir yerbenzeri gezegendir. Ayrıca dönme periyodu ve mevsim dönemleri Dünya’nınkine çok benzer. 2 adet uydusu bulunmaktadır.
Mars’taki Olimpos Dağı (Olympus Mons) adı verilen dağ Güneş Sistemi’nde bilinen en yüksek dağ ve Marineris Vadisi (Valles Marineris) adı verilen kanyon en büyük kanyondur. Ayrıca Haziran 2008’de Nature dergisinde yayımlanan üç makalede açıklandığı gibi, Mars’ın kuzey yarımküresinde 10.600 km. uzunluğunda ve 8.500 km. genişliğindeki dev bir meteor kraterinin varlığı saptanmıştır. Bu krater, bugüne kadar keşfedilmiş en büyük meteor kraterinin (Ay'ın güney kutbu kısmındaki Atkien Havzası) dört misli büyüklüğündedir.[2][3]
Mars, Dünya hariç tutulursa, halen Güneş Sistemi’ndeki gezegenler içinde sıvı su ve yaşam içermesi en muhtemel gezegen olarak görülmektedir.[4] Mars Express ve Mars Reconnaissance Orbiter keşif projelerinin radar verileri gerek kutuplarda (Temmuz 2005)[5] gerekse orta bölgelerde (Kasım 2008)[6] geniş miktarlarda su buzlarının var olduğunu ortaya koymuş bulunmaktadır. 31 Temmuz 2008’de Phoenix Mars Lander adlı robotik uzay gemisi Mars toprağının sığ bölgelerindeki su buzlarından örnekler almayı başarmıştır.[7]
Günümüzde, Mars, yörüngelerine oturmuş üç uzay gemisine evsahipliği yapmaktadır: Mars Odyssey, Mars Express ve Mars Reconnaissance Orbiter. Mars, Dünya hariç tutulursa, Güneş Sistemi’ndeki herhangi bir sıradan gezegenden ibaret değildir. Yüzeyi pek çok uzay aracına evsahipliği yapmıştır. Bu uzay araçlarıyla elde edilen jeolojik veriler şunu ortaya koymuştur ki, Mars önceden su konusunda geniş bir çeşitliliğe sahipti; hatta geçen on yıllık süre sırasında gayzer (kaynaç) türü su fışkırma veya akıntıları meydana gelmişti.[8] NASA’nın Mars Global Surveyor projesi kapsamında sürdürülen incelemeler Mars’ın güney kutbu buz bölgesinin geri çekilmiş olduğunu ortaya koymuştur.[9]
Mars’ın 1877 yılında astronom Asaph Hall tarafından keşfedilen Phobos ve Deimos adları verilmiş, düzensiz biçimli iki küçük uydusu vardır. Mars Dünya’dan çıplak gözle görülebilmektedir. "Görünür kadir"i −2,9’a[10] ulaşır ki bu, çıplak gözle çoğu zaman Jüpiter Mars’tan daha parlak görünmesine karşın, ancak Venüs, Ay ve Güneş’çe aşılabilen bir parlaklıktır.
Fızıksel Ozellikler
Mars’ın yarıçapı Dünya’nınkinin yaklaşık yarısı kadardır. Yoğunluğu Dünya’nınkinden daha az olup, hacmi Dünya’nın hacminin % 15’i, kütlesi ise Dünya’nınkinin % 11’i kadardır. Mars’ın Merkür’den daha büyük ve daha ağır olmasına karşılık, Merkür ondan daha yoğundur. Bu yüzden Merkürün yüzeyindeki yerçekimi Mars’ınkinden daha fazladır. Mars, boyutu, kütlesi ve yüzeyindeki yerçekimi bakımından Dünya ile Ay arasında yer alır. Mars yüzeyinin kızıl-turuncu görünümü hematit ya da pas adıyla tanınan demiroksitten (Fe2O3) kaynaklanır.
Jeoloji - Arkeoloji
Uydu gözlemleri ile Mars meteorlarının incelenmesi Mars yüzeyinin esas olarak bazalttan oluştuğunu göstermektedir. Bazı kanıtlar Mars yüzeyinin bir kısmının tipik bazalttan ziyade, yeryüzündeki andezit kayalarının benzeri olabilecek zengin silisyum oluşumlarından meydana geldiğini göstermektedir; fakat gözlemlerdeki veriler bunların silisli cam olduğu şeklinde de yorumlanabilir. Her ne kadar Mars’ın asli manyetik alanı yoksa da, gözlemler gezegen kabuğunun parçalarının vaktiyle iki kutuplu bir manyetik alanın etkisinde bulunmuş olduğunu göstermektedir. Minerallerde gözlemlenen bu paleomanyetizm[13] yeryüzünün okyanus diplerinde bulunan tabakalarındakilere çok benzer özelliklere sahiptir. 1999’da ortaya atılan ve 2005’te Mars Global Surveyor verileriyle yeniden gözden geçirilen bir teoriye göre bu tabakalar, Mars’ta 4 milyar yıl önce, manyetik kutuplaşmanın yani manyetik alanın henüz etkin olduğu dönemde mevcut olan tektonik plakaların kanıtıdır.[14]
Gezegenin iç yapısına ilişkin güncel modellere göre, gezegen, esas olarak demir ve % 14-17 civarında sülfürden oluşan, yarıçapı yaklaşık 1480 km. olan bir çekirdek bölgesi içerir. Bu demir sülfür (FeS) bileşiği kısmen akışkandır. Çekirdek, günümüzde etkin olmadığı görülen, gezegendeki birçok tektonik ve volkanik oluşumlardan oluşmuş bir silikat mantosuyla çevrilidir. Gezegenin kabuğunun ortalama kalınlığı 50 km. olup, azami kalınlığı 120 km. civarındadır.[15] Dünya’nın ortalama kalınlığı 40 km. olan kabuğu, her iki gezegenin boyutları gözönüne alındığında Mars’ınkine göre üç misli daha ince kalır.
Mars’ın temel jeolojik devirleri şunlardır:
Nuh Devri: Devre bu ad, Mars’ın güney yarımküresindeki bir bölgenin Nuh’un Toprağı (Noachis Terra) olarak adlandırılması nedeniyle verilmiştir. Mars’ın en eski yüzey oluşumuna ilişkin devirdir, 3,8 milyar yıl öncesi ile 3,5 milyar yıl öncesi arasındaki dönemi kapsar. Nuh Devri yüzeyleri birçok büyük çarpma kraterleriyle oyulmuş haldedir. Tharsis volkanik plato bölgesinin bu devirdeki büyük bir sıvı su baskınıyla oluştuğu sanılmaktadır.
Hesperian devri: 3,5 milyar yıl öncesi ile 1,8 milyar yıl öncesi arasındaki dönemi kapsar. Bu devir, geniş lav ovalarının oluşumu ile nitelenir.
Amazon Devri: 1,8 milyar yıl öncesi ile günümüze kadarki dönemi kapsar. Amazon Devri bölgeleri, meteor çarpmalarıyla açılmış kraterleri pek içermez ve tamamen değişiktir. Ünlü Olimpos Dağı bu dönemdeki lav akıntılarıyla oluşmuştur.
19 Şubat 2008’de Mars’ta muhteşem bir çığ meydana geldi. Mars Reconnaissance Orbiter uzay gemisinin kamerasınca filme kaydedilen görüntülerde 700 m. yükseklikteki bir uçurumun tepesinden kopan buz bloklarının ardında toz bulutları bırakarak yuvarlanışları görülüyordu.[16] Son incelemeler ilk kez 1980’lerde ortaya atılmış bir teoriyi desteklemektedir: Bu teoriye göre 4 milyar önce Mars’a Plüton gezegeni boyutlarındaki bir meteor çarpmıştır. Gezegenin kuzey kutup bölgesini kapsadığı gibi, yaklaşık % 40’ını kapsayan Borealis basin adı verilen garip havzanın bu çarpmayla oluştuğu sanılmaktadır.
Toprak
aziran 2008’de Phoenix uzay gemisi tarafından gönderilen veriler Mars toprağının hafifçe alkalin olduğunu ve hepsi de organik maddenin gelişmesi için elzem olan magnezyum, sodyum, potasyum ve klorür içerdiğini ortaya koydu. Bilim insanları Mars’ın kuzey kutbuna yakın toprağın kuşkonmaz gibi bitkilerin yetiştirilebileceği bir bahçe oluşturulması için elverişli olduğu sonucuna vardı.[19] Ağustos 2008’de Phoenix uzay gemisi Dünya suyu ile Mars toprağının karıştırılması gibi basit kimya deneylerine başladı ve önceden Mars toprağı konusunda ortaya atılmış birçok teoriyi doğrulayan bir keşifte bulundu: Mars toprağında perklorat tuzlarının izlerini keşfetti. Perklorat tuzlarının varlığı Mars toprağının daha da ilginç bulunmasını sağlamıştı[20] Fakat perklorat tuzlarının varlığının Mars’a taşınan Dünya toprağından, çeşitli örneklerden veya aletlerden kaynaklanmış olma olasılığı da vardı; bu yüzden, kaynağın Mars toprağı olup olmadığından iyice emin olunması için bu konuda daha fazla deneyler yapılması gerekmektedir.
Hidroloji
1965’te Mariner-4’le gerçekleştirilen ilk Mars alçak uçuşuna kadar, gezegenin yüzeyinde sıvı su olup olmadığı çok tartışılmıştı. Bu tartışma özellikle kutup bölgelerindeki periyodik olarak değişim gösteren, deniz ve kıtaları andıran açık ve koyu renkli lekelerin gözlemlenmiş olmasından kaynaklanıyordu. Koyu renkli çizgiler bazı gözlemciler tarafından uzun zaman sıvı su içeren sulama kanalları olarak yorumlanmıştı. Bu düz çizgi oluşumları sonraki dönemlerde gözlemlenemediğinden optik illüzyonlar olarak yorumlandı. Kısa dönemlerde alçak irtifalarda olabilecek oluşumlar hariç tutulursa, günümüzdeki atmosferik basınç altında Mars yüzeyinde sıvı su mevcut olamaz, ancak geçici sıvı su akışları olabilir.[22][23][24][25] Buna karşılık özellikle iki kutup bölgesinde geniş su buzları mevcuttur.[26] Mart 2007’de NASA, güney kutbu bölgesindeki su buzlarının erimeleri halinde suların gezegenin tüm yüzeyini kaplayacağını ve oluşacak bu okyanusun derinliğinin 11 m. olacağının hesaplandığını açıkladı.[27] Ayrıca gezegende kutuptan 60° enlemine kadar bir buz permafrost[28] mantosu uzanır.[26] Mars’ta kalın kriyosfer[29] tabakasının altında, büyük miktarlarda, sıkışık halde tutulmuş (yüzeye çıkamayan) su rezervlerinin bulunduğu sanılmaktadır. Mars Express ve Mars Reconnaissance Orbiter’dan gelen radar verileri her iki kutupta (Temmuz 2005)[5] ve orta enlemlerde (Kasım 2008)[6] büyük miktarlarda su buzlarının bulunduğunu ortaya koymuştur. Phoenix Mars Lander ise 31 Temmuz 2008’de Mars toprağındaki su buzlarından örnek parçalar almayı başarmıştır.[30]
Mars tarihinin nispeten erken bir döneminde Valles Marineris Vadisi (4000 km.) oluştuğunda su kanallarının oluşmasına neden olan, serbest kalmış yeraltı sularının yol açtığı büyük bir sıvı su baskınının meydana geldiği sanılmaktadır. Bu su baskının biraz daha küçüğü de daha sonra Cerberus Fossae denilen büyük yüzey yarıklarının açıldığı dönemde, yani yaklaşık 5 milyon yıl önce meydana gelmiştir ki, Cerberus Palus bölgesindeki Elysium Planitia’da halen görülebilen donmuş denizin bu olayın bir sonucu olduğu sanılmaktadır.[31] Bununla birlikte bölgenin buz akıntılarını[32] andıran lav akıntıları gölcüklerinin oluşabileceği bir morfolojiye de sahip olduğu gözden uzak tutulmamalıdır. Kısa zaman önce Mars Global Surveyor’daki Mars Orbiter’ın yüksek çözünürlüğe sahip kamerasıyla çekilen fotoğraflar Mars yüzeyindeki sıvı suyun tarihi hakkında daha ayrıntılı bilgiler sağlamıştır. İlginçtir ki, bu verilerde Mars’ta dev kanalların, ağacın dallanmasına benzeyen ağ biçimli geniş yolların bulunmasına karşın su akışlarını gösteren daha küçük ölçekli damar ve oluşumlara rastlanamamıştır. Bunun üzerine hava koşullarının bu küçük izleri zamanla yok etmiş olabilecekleri (erozyon) düşünüldü. Mars Global Surveyor uzay gemisiyle edinilen yüksek çözünürlüklü veriler, kraterlerde ve kanyonların duvarları boyunca yüzlerce yarık bulunduğunu ortaya koymuştur. Araştırmalar bu oluşumların genç yaşta olduğunu göstermektedir. Dikkat çeken bir yarığın altı yıl arayla çekilen iki fotoğrafı karşılaştırıldığında yarıkta yeni tortul çökeltilerinin biriktiği farkedilmiştir. NASA’nın Mars Keşif Programı yetkili uzmanlarından Michael Meyer bu tür renkli tortul çökelti oluşumlarına ancak güçlü bir sıvı su akışının yol açabileceği görüşündedir.
İster yağıştan (yağmurdan), ister yeraltı su kaynaklarından, ister başka bir kaynaktan kaynaklansın, sonuç olarak Mars’ta su mevcuttur.[33] Öte yandan söz konusu çökelti oluşumlarına donmuş karbondioksidin veya gezegen yüzeyindeki toz akımlarının neden olduğunu ileri süren senaryolar da ortaya atılmıştır.[34][35] Mars yüzeyinde geçmişte sıvı suyun bulunduğunun bir başka kanıtı da yüzeyde saptanan minerallerden gelmektedir: Hematit, goetit gibi mineraller genellikle suyun varlığını işaret eden minerallerdir (goetit serin topraklardaki yegane demir oksittir).
Coğrafya
Ay’ın haritasının yapılmasında ilk çalışmalarda bulunanlardan biri olan Johann Heinrich Mädler on yıl süren gözlemlerinden sonra, 1840’ta da ilk Mars haritasını çizdi. İlk areografi uzmanları olan Mädler ve kendisiyle Ay haritasının yapımında da çalışmış arkadaşı Wilhelm Beer, Mars haritasındaki işaretlemelerde, isimler vererek belirlemek yerine, sade bir şekilde, harfler kullanmayı tercih ettiler.[37]
Mars’ın ve Güneş Sistemi’nin en yüksek dağı olan, 27.000 m. yükseklikteki Olimpos Dağı'nın (Olympus Mons) Mars’ın yörüngesinden çekilmiş fotoğrafı
Mars’taki coğrafi oluşumlara Dünya coğrafyasından veya tarihsel ve mitolojik isimler verilmiştir. Mars’ın ekvatoru doğal olarak kendi çevresinde dönmesiyle belirlenmiştir, başlangıç meridyeni ise Dünya’daki Greenwich meridyeni gibi keyfi olarak, 1830’da ilk Mars haritalarının yapımı çalışmasında Mädler and Beer tarafından belirlenmiştir. 1972’de Mariner 9 uzay aracının Mars’le ilgili yeterince veri toplamasından itibaren, Sinus Meridiani’deki (Meridian Bay), sonradan Airy-0 olarak adlandırılan küçük bir krater, eski belirlemeyle uyuşacak tarzda 0.0° boylamı olarak seçildi (Beer ve Mädler tarafından “a” harfi ile işaretlenen boylam).
Mars’ta deniz olmadığından Olimpos Dağı’nın yüksekliği “ortalama çekim yüzeyi” (İng. mean gravity surface) esas alınarak hesaplanmış ve yüksekliği 27 km. olarak saptanmıştır. (Bir başka deyişle, Mars’ta irtifalar atmosfer basıncının 610,5 Pa (6.105 mbar) olduğu seviye esas alınarak hesaplanır. Bu da Dünya’daki deniz seviyesinde mevcut basıncın yaklaşık ‰ 6’sıdır.)[38]
Mars topoğrafyası ilginç bir ikilem göstermesiyle dikkat çeker. Kuzey yarımkürenin lav akıntılarıyla düzleşmiş ovalar içermesine karşın, güney yarımküre eski çarpışmalarla çukurlar ve kraterlerle oyulmuş haldeki bir dağlık arazidir. 2008’de yapılan araştırma ve incelemeler 1980’de ortaya atılmış, Mars’ın kuzey yarımküresine dört milyar yıl önce Ay’ın boyutunun %6,6’sı büyüklükteki bir cismin çarpmış olduğunu ileri süren teoriyi kanıtlar görünmektedir. Bu görüş doğru olduğu takdirde Mars’ın kuzey yarımküresinde 10.600 km. uzunluğunda ve 8.500 km. genişliğinde bir krater alanının açılmış olması gerekirdi ki, bu, Avrupa, Asya ve Avustralya toprakları bütününe denk bir alandır.[39][40] Mars’ın yüzeyi Dünya’dan görünüşle, farklı albedo’su olan iki tür alana ayrılır. Kızılımsı demiroksit içeren tuz ve kumla kaplı soluk ovalar geçmişte Mars kıtaları olarak yorumlanmış ve bunlara Arabistan Ülkesi (Arabia Terra), Amazon Ovası (Amazonis Planitia) gibi adlar verilmiştir. Koyu renkli oluşumlar ise denizler olarak yorumlanmış ve bunlara Mare Erythraeum, Mare Sirenum ve Aurorae Sinus adları verilmiştir. Dünya’dan görünüşe göre en koyu renkli coğrafi oluşum Syrtis Major’dur.[41]
Everest’in üç misli yüksekliğindeki Olimpos Dağı birçok büyük volkan içeren dağlık Tharsis bölgesindeki, yumuşak eğimli bir sönmüş volkandır. Mars aynı zamanda çarpma kraterlerinin gözlemlendiği bir gezegendir; yarıçapı 5 km. ve daha büyük olabilen bu krater oluşumlarının toplam sayısı 43.000 olarak belirlenmiştir.[42] En büyükleri hafif bir albedo oluşumuna sahip, Dünya’dan kolayca görülebilen Hellas çarpma havzasıdır (Hellas Planitia).[43] Hacmi açısından, bir kozmik cismin Dünya’ya oranla daha küçük olan Mars’a çarpma olasılığı, Dünya’ya çarpma olasılığının yarısı kadardır. Bununla birlikte Mars’ın asteroit kuşağına daha yakın olması, bu kuşaktan gelen cisimlerle çarpışma olasılığını çok fazla arttırmaktadır. Mars aynı zamanda kısa periyotlu (yörüngeleri Jüpiter’e uzanan) kuyruklu yıldızların çarpmalarına (veya süpürmelerine) da maruz kalmaktadır. Bununla birlikte Ay’ın yüzeyi ile kıyaslandığında, atmosferi kendisine küçük meteorlara karşı koruma sağladığından Mars yüzeyinde daha az krater görülür. Bazı kraterler meteor düştüğünde yerin nemli olduğunu gösteren bir morfolojiye sahiptir.
Valles Marineris adlı ünlü büyük kanyon 4.000 km uzunluğunda ve 200 km genişliğinde olup, 7 km'ye varan bir derinliğe sahiptir. Yani uzunluğu Avrupa’nın uzunluğuna eş olup, gezegenin çevresinin beşte biridir. Büyüklüğünün devasa boyutlarının anlaşılması amacıyla Dünya’daki Büyük Kanyon'un boyutları göz önüne getirilebilir. (Büyük Kanyon 446 km uzunluğunda ve yaklaşık 2 km derinliğindedir.) Bir başka geniş kanyon olan Ma'adim Vallis 700 km uzunluğunda, 20 km genişliğinde ve yer yer 2 km derinliğindedir. Bu kanyonun geçmişte bir sıvı su baskınıyla oluştuğu sanılmaktadır.[44] 2001 Mars Odyssey robotik uzay gemisindeki kısa adı THEMIS (Thermal Emission Imaging System) olan kamera sayesinde Arsia Mons volkanının yamaçlarında 7 muhtemel mağara girişi saptanmıştır.[45] Bunlar günümüzde “yedi kızkardeşler” adıyla bilinmektedirler.[46] Mağara girişlerinin genişliklerinin 100 m ile 252 m arasında değiştiği sanılmakta ve ışık genellikle mağaraların dibine kadar giremediğinden bu mağaraların yeraltında sanılandan daha derin ve geniş bir halde uzandıkları düşünülmektedir. Bunlar içinden tek istisna dibi görünen Dena adlı mağaradır. Mars’ın kuzey kutbu dairesine Planum Boreum ve güney kutbu dairesine Planum Australe adı verilmiştir.
Atmosfer
Mars manyetosferini 4 milyar yıl önce kaybetmiştir. Böylece Güneş rüzgârları Mars’ın iyonosfer tabakasıyla doğrudan etkileşime girerek atmosferi ince halde tutmaktadır. Mars Global Surveyor ve Mars Express’in her ikisi de, iyonize atmosfer parçacıklarının uzaya sürüklendiklerini saptamışlardır.[47][48] Mars atmosferi günümüzde nispeten incedir. Yüzeydeki atmosfer basıncı gezegenin en yüksek kısmında saptanan 30 Pa (0.03 kPa) ile en derin kısmında saptanan 1,155 Pa (1.155 kPa) arasında değişmektedir. Yani ortalama yüzey basıncı 600 Pa’dır (0.6 kPa) ki, bu da Dünya yüzeyinden 35 km. yükseklikte rastlanan basınca eştir. Bir başka deyişle Dünya yüzey basıncının %1’inden daha düşük bir değerdir. Mars’taki düşük yerçekiminden dolayı da atmosferinin "ölçek irtifa"sı (İng. scale height)[49] Dünya’nınkinden (6 km.) daha yüksek olup, 11 km.’dir. Mars yüzeyinde yerçekimi Dünya yüzeyindeki yerçekiminin %38’i kadardır.
Mars atmosferi % 95 karbondioksit, % 3 nitrojen, % 1,6 argondan oluşmakla birlikte, oksijen ve su izleri de taşımaktadır.[50] 1,5 µm yarıçapındaki toz parçacıklarını içeren atmosferi tümüyle tozludur ki, bu, Mars yüzeyinden bakıldığında Mars gökyüzünün soluk bir turuncu-kahverengimsi renkte (İng. tawny) görülmesine neden olmaktadır.[51]
Birçok araştırmacı Mars atmosferinde hacim itibariyle 30 ppb oranında metanın varlığını saptamışlardır.[52][53] Metan morötesi ışınlarla bozunan ve Mars’ınki gibi bir atmosferde[54] yaklaşık 340 yılda bozunacak kararsız bir gaz olduğundan, bu, gezegende güncel veya kısa zaman öncesine dek mevcut bir gaz kaynağının varlığını göstermektedir. Buna da ancak volkanik etkinlik, kuyruklu yıldız çarpmaları ve metanojenik mikroorganizma türleri neden olabilir. Bununla birlikte kısa zaman önce metanın biyolojik olmayan bir süreçle de üretilebileceği görüşü ortaya atılmıştır.[55]
Kutup bölgelerinde kışın sürekli bir karanlık ve yüzeyde dondurucu bir soğuk hakim olur, bu da atmosferin % 25–30 civarındaki kısmının yoğunlaşmasına ve karbondioksitin “kuru buz” (İng. dry ice)[56] denilen halde katılaşmasına yol açar.[57] Kutuplar kış mevsimi geçip yeniden Güneş ışıklarına maruz kalmaya başladığında, buzlaşmış karbondioksit, hızı saatte 400 km.’ye ulaşan müthiş rüzgarlar yaratarak uçmaya başlar. Bu mevsimlik değişimler, büyük miktarlarda toz ve su buharı taşırlar ve Dünya’dakine benzer kırağı ve "sirüs bulutları"nın (saçakbulut) oluşmasına neden olurlar. Su-buzu bulutlarının fotoğrafı Opportunity tarafından 2004’te çekilmiştir
İklim
Gezegenler içinde mevsimleri Dünya’nınkilere en çok benzeyen gezegen, kendi çevresinde dönme ekseninin yörüngeye eğikliğinin Dünya’nınkine benzer olması nedeniyle, Mars’tır. Bununla birlikte Mars mevsimlerinin süreleri gezegenin Güneş’e daha uzak olması nedeniyle Dünya’nınkilerin iki mislidir ve “Mars yılı”nın süresi de iki Dünya yılı süresi kadardır. Mars’ın yüzey sıcaklıkları kutup kışı sırasındaki −140 °C (133 K) ile yaz sırasındaki 20 °C (293 K) arasında değişir.[59] Isı farklarının büyük olması, ince atmosferinin Güneş ısısını yeterince depolayamaması, atmosfer basıncının düşük olması ve toprağın ısı kapasitesinin (İng. thermal inertia) düşük olması gibi nedenlerden ileri gelir.[60]
Mars Dünya’nınki gibi bir yörüngeye sahip olsaydı "eksen eğikliği"nin de benzeşmesi sayesinde, mevsimleri de Dünya’nınkilere daha benzer olacaktı. Bununla birlikte Mars yörüngesinin geniş eksantrikliği ilginç bir sonuç sağlamaktadır. Mars, güney yarımkürede yaz, kuzey yarımkürede kış olduğu zaman günberiye yakındır, güney yarımkürede kış, kuzey yarımkürede yaz olduğu zaman da günöteye yakındır. Bunun sonucunda da güney yarımkürede mevsimlerin daha aşırı farklar göstermesine karşın kuzey yarımkürede mevsimler olması gerekenden daha yumuşak geçerler. Böylece güneyde 30 °C ‘yi (303 K) bulan yaz sıcaklıkları kuzeydeki yaz sıcaklıklarına kıyasla biraz daha fazladır.[61]
Mars aynı zamanda Güneş Sistemi’ndeki en büyük “toz fırtınaları”na[62] sahne olan gezegendir. Bu toz fırtınaları mahalli bir bölgedeki küçük fırtınalar biçiminde olabildiği gibi, tüm gezegeni kaplar büyüklükteki dev fırtınalar biçiminde de olabilmektedir. Bunlar özellikle Mars Güneş’e en yakın konumuna geldiğinde ve küresel sıcaklığın arttığı hallerde oluşmaya eğilimlidirler.[63]
Kutup dairelerinin her ikisi de esas olarak su buzundan oluşmaktadırlar. Ayrıca yüzeylerinde “kuru buz” da mevcuttur. Katılaşan karbondioksit olan “kuru buz” (İng. dry ice) kuzey kutup dairesinde yalnızca kışın yaklaşık bir metre kalınlıkta bir ince tabaka oluşturacak şekilde birikir; güney kutup dairesine ise bu tabaka kalıcıdır ve kalınlığı 8 m.’yi bulur.[64] Kuzey kutup dairesinin yarıçapı kuzey yarımkürenin yazı sırasında 1000 km. olup yaklaşık 1.6 milyon km^3 buz içerir. (Grönland buz kitlesinin hacmi 2,85 milyon km^3’tür.) Bu buz tabakasının kalınlığı 2 km.’ye ulaşır. Güney kutbu dairesinin yarıçapı ise 350 km. olup, buradaki buz kalınlığı 3 km.’dir.[65] Buradaki buz kitlesinin hacminin de kuzeydeki kadar olduğu sanılmaktadır.[66] Her iki kutup dairesinde de diferansiyel güneş ısısından kaynaklandığı sanılan, buzların uçması ve su buharının yoğunlaşması olaylarıyla etkileşim içinde bulunan spiral oluşumlar gözlemlenmiştir.[67][68] Her iki kutup dairesi de Mars mevsimlerinin ısı dalgalanmalarına bağlı olarak küçülüp büyürler.
Yörünge ve kendi çevresinde dönüş
Mars’ın Güneş’ten ortalama uzaklığı yaklaşık 230.000.000 km. (1,5 AU), yörünge süresi ise 687 Dünya günüdür. Mars günü Dünya gününden biraz daha uzun olup, tam olarak 24 saat, 39 dakika ve 35,244 saniyedir. Bir Mars yılı 1.8809 Dünya yılıdır, yani Dünya zaman birimiyle tam olarak 1 yıl, 320 gün ve 18,2 saattir.
Mars’ın eksen eğikliği Dünya’nın eksen eğikliğine çok yakın olup, 25,19 derecedir. Dolayısıyla Mars’ta de Dünya’dakini andıran mevsimler meydana gelir. Fakat Mars mevsimlerinin süreleri Mars’ın yörünge süresinin uzunluğundan dolayı, Dünya mevsimlerinin sürelerinin iki katıdır. Mars Mayıs 2008’de günöteye Nisan 2009’de günberiye geçmiştir. Bir sonraki günöte tarihi haziran 2010’dur.
Mars’ın nispi olarak söylenebilecek yörünge eksantrikliği (eksenel kaçıklık, dışmerkezlik) 0,09'dur; Güneş Sistemi’nde yalnızca Merkür bundan daha büyük bir eksantrikliğe sahiptir. Bununla birlikte Mars’ın geçmişte bugünkünden daha dairesel bir yörünge çizdiği bilinmektedir. 1,35 milyon Dünya yılı öncesinde Mars’ın eksantrikliği yaklaşık 0,002 idi, yani Dünya’nın bugünkü eksantrikliğinden de daha azdı.[69] Mars’ın eksantriklik devresi 96.000 Dünya yılıdır.[70] Bununla birlikte Mars’ın 2,2 milyon yıllık bir eksantriklik devresi daha vardır. Son 35.000 yılda Mars’ın yörüngesinin eksantrikliği diğer gezegenlerin çekimsel etkileri dolayısıyla artmıştır. Mars ve Dünya’nın birbirlerine en yaklaştıkları zamanlarda aralarında bulunan mesafe gelecek 25.000 yılda biraz daha azalacaktır
Kaynak ;
İnce bir atmosferi olan Mars gerek Ay'daki gibi meteor kraterlerini, gerekse Dünya'daki gibi volkan, vadi, çöl ve kutup bölgelerini içeren çehresiyle bir yerbenzeri gezegendir. Ayrıca dönme periyodu ve mevsim dönemleri Dünya’nınkine çok benzer. 2 adet uydusu bulunmaktadır.
Mars’taki Olimpos Dağı (Olympus Mons) adı verilen dağ Güneş Sistemi’nde bilinen en yüksek dağ ve Marineris Vadisi (Valles Marineris) adı verilen kanyon en büyük kanyondur. Ayrıca Haziran 2008’de Nature dergisinde yayımlanan üç makalede açıklandığı gibi, Mars’ın kuzey yarımküresinde 10.600 km. uzunluğunda ve 8.500 km. genişliğindeki dev bir meteor kraterinin varlığı saptanmıştır. Bu krater, bugüne kadar keşfedilmiş en büyük meteor kraterinin (Ay'ın güney kutbu kısmındaki Atkien Havzası) dört misli büyüklüğündedir.[2][3]
Mars, Dünya hariç tutulursa, halen Güneş Sistemi’ndeki gezegenler içinde sıvı su ve yaşam içermesi en muhtemel gezegen olarak görülmektedir.[4] Mars Express ve Mars Reconnaissance Orbiter keşif projelerinin radar verileri gerek kutuplarda (Temmuz 2005)[5] gerekse orta bölgelerde (Kasım 2008)[6] geniş miktarlarda su buzlarının var olduğunu ortaya koymuş bulunmaktadır. 31 Temmuz 2008’de Phoenix Mars Lander adlı robotik uzay gemisi Mars toprağının sığ bölgelerindeki su buzlarından örnekler almayı başarmıştır.[7]
Günümüzde, Mars, yörüngelerine oturmuş üç uzay gemisine evsahipliği yapmaktadır: Mars Odyssey, Mars Express ve Mars Reconnaissance Orbiter. Mars, Dünya hariç tutulursa, Güneş Sistemi’ndeki herhangi bir sıradan gezegenden ibaret değildir. Yüzeyi pek çok uzay aracına evsahipliği yapmıştır. Bu uzay araçlarıyla elde edilen jeolojik veriler şunu ortaya koymuştur ki, Mars önceden su konusunda geniş bir çeşitliliğe sahipti; hatta geçen on yıllık süre sırasında gayzer (kaynaç) türü su fışkırma veya akıntıları meydana gelmişti.[8] NASA’nın Mars Global Surveyor projesi kapsamında sürdürülen incelemeler Mars’ın güney kutbu buz bölgesinin geri çekilmiş olduğunu ortaya koymuştur.[9]
Mars’ın 1877 yılında astronom Asaph Hall tarafından keşfedilen Phobos ve Deimos adları verilmiş, düzensiz biçimli iki küçük uydusu vardır. Mars Dünya’dan çıplak gözle görülebilmektedir. "Görünür kadir"i −2,9’a[10] ulaşır ki bu, çıplak gözle çoğu zaman Jüpiter Mars’tan daha parlak görünmesine karşın, ancak Venüs, Ay ve Güneş’çe aşılabilen bir parlaklıktır.
Fızıksel Ozellikler
Mars’ın yarıçapı Dünya’nınkinin yaklaşık yarısı kadardır. Yoğunluğu Dünya’nınkinden daha az olup, hacmi Dünya’nın hacminin % 15’i, kütlesi ise Dünya’nınkinin % 11’i kadardır. Mars’ın Merkür’den daha büyük ve daha ağır olmasına karşılık, Merkür ondan daha yoğundur. Bu yüzden Merkürün yüzeyindeki yerçekimi Mars’ınkinden daha fazladır. Mars, boyutu, kütlesi ve yüzeyindeki yerçekimi bakımından Dünya ile Ay arasında yer alır. Mars yüzeyinin kızıl-turuncu görünümü hematit ya da pas adıyla tanınan demiroksitten (Fe2O3) kaynaklanır.
Jeoloji - Arkeoloji
Uydu gözlemleri ile Mars meteorlarının incelenmesi Mars yüzeyinin esas olarak bazalttan oluştuğunu göstermektedir. Bazı kanıtlar Mars yüzeyinin bir kısmının tipik bazalttan ziyade, yeryüzündeki andezit kayalarının benzeri olabilecek zengin silisyum oluşumlarından meydana geldiğini göstermektedir; fakat gözlemlerdeki veriler bunların silisli cam olduğu şeklinde de yorumlanabilir. Her ne kadar Mars’ın asli manyetik alanı yoksa da, gözlemler gezegen kabuğunun parçalarının vaktiyle iki kutuplu bir manyetik alanın etkisinde bulunmuş olduğunu göstermektedir. Minerallerde gözlemlenen bu paleomanyetizm[13] yeryüzünün okyanus diplerinde bulunan tabakalarındakilere çok benzer özelliklere sahiptir. 1999’da ortaya atılan ve 2005’te Mars Global Surveyor verileriyle yeniden gözden geçirilen bir teoriye göre bu tabakalar, Mars’ta 4 milyar yıl önce, manyetik kutuplaşmanın yani manyetik alanın henüz etkin olduğu dönemde mevcut olan tektonik plakaların kanıtıdır.[14]
Gezegenin iç yapısına ilişkin güncel modellere göre, gezegen, esas olarak demir ve % 14-17 civarında sülfürden oluşan, yarıçapı yaklaşık 1480 km. olan bir çekirdek bölgesi içerir. Bu demir sülfür (FeS) bileşiği kısmen akışkandır. Çekirdek, günümüzde etkin olmadığı görülen, gezegendeki birçok tektonik ve volkanik oluşumlardan oluşmuş bir silikat mantosuyla çevrilidir. Gezegenin kabuğunun ortalama kalınlığı 50 km. olup, azami kalınlığı 120 km. civarındadır.[15] Dünya’nın ortalama kalınlığı 40 km. olan kabuğu, her iki gezegenin boyutları gözönüne alındığında Mars’ınkine göre üç misli daha ince kalır.
Mars’ın temel jeolojik devirleri şunlardır:
Nuh Devri: Devre bu ad, Mars’ın güney yarımküresindeki bir bölgenin Nuh’un Toprağı (Noachis Terra) olarak adlandırılması nedeniyle verilmiştir. Mars’ın en eski yüzey oluşumuna ilişkin devirdir, 3,8 milyar yıl öncesi ile 3,5 milyar yıl öncesi arasındaki dönemi kapsar. Nuh Devri yüzeyleri birçok büyük çarpma kraterleriyle oyulmuş haldedir. Tharsis volkanik plato bölgesinin bu devirdeki büyük bir sıvı su baskınıyla oluştuğu sanılmaktadır.
Hesperian devri: 3,5 milyar yıl öncesi ile 1,8 milyar yıl öncesi arasındaki dönemi kapsar. Bu devir, geniş lav ovalarının oluşumu ile nitelenir.
Amazon Devri: 1,8 milyar yıl öncesi ile günümüze kadarki dönemi kapsar. Amazon Devri bölgeleri, meteor çarpmalarıyla açılmış kraterleri pek içermez ve tamamen değişiktir. Ünlü Olimpos Dağı bu dönemdeki lav akıntılarıyla oluşmuştur.
19 Şubat 2008’de Mars’ta muhteşem bir çığ meydana geldi. Mars Reconnaissance Orbiter uzay gemisinin kamerasınca filme kaydedilen görüntülerde 700 m. yükseklikteki bir uçurumun tepesinden kopan buz bloklarının ardında toz bulutları bırakarak yuvarlanışları görülüyordu.[16] Son incelemeler ilk kez 1980’lerde ortaya atılmış bir teoriyi desteklemektedir: Bu teoriye göre 4 milyar önce Mars’a Plüton gezegeni boyutlarındaki bir meteor çarpmıştır. Gezegenin kuzey kutup bölgesini kapsadığı gibi, yaklaşık % 40’ını kapsayan Borealis basin adı verilen garip havzanın bu çarpmayla oluştuğu sanılmaktadır.
Toprak
aziran 2008’de Phoenix uzay gemisi tarafından gönderilen veriler Mars toprağının hafifçe alkalin olduğunu ve hepsi de organik maddenin gelişmesi için elzem olan magnezyum, sodyum, potasyum ve klorür içerdiğini ortaya koydu. Bilim insanları Mars’ın kuzey kutbuna yakın toprağın kuşkonmaz gibi bitkilerin yetiştirilebileceği bir bahçe oluşturulması için elverişli olduğu sonucuna vardı.[19] Ağustos 2008’de Phoenix uzay gemisi Dünya suyu ile Mars toprağının karıştırılması gibi basit kimya deneylerine başladı ve önceden Mars toprağı konusunda ortaya atılmış birçok teoriyi doğrulayan bir keşifte bulundu: Mars toprağında perklorat tuzlarının izlerini keşfetti. Perklorat tuzlarının varlığı Mars toprağının daha da ilginç bulunmasını sağlamıştı[20] Fakat perklorat tuzlarının varlığının Mars’a taşınan Dünya toprağından, çeşitli örneklerden veya aletlerden kaynaklanmış olma olasılığı da vardı; bu yüzden, kaynağın Mars toprağı olup olmadığından iyice emin olunması için bu konuda daha fazla deneyler yapılması gerekmektedir.
Hidroloji
1965’te Mariner-4’le gerçekleştirilen ilk Mars alçak uçuşuna kadar, gezegenin yüzeyinde sıvı su olup olmadığı çok tartışılmıştı. Bu tartışma özellikle kutup bölgelerindeki periyodik olarak değişim gösteren, deniz ve kıtaları andıran açık ve koyu renkli lekelerin gözlemlenmiş olmasından kaynaklanıyordu. Koyu renkli çizgiler bazı gözlemciler tarafından uzun zaman sıvı su içeren sulama kanalları olarak yorumlanmıştı. Bu düz çizgi oluşumları sonraki dönemlerde gözlemlenemediğinden optik illüzyonlar olarak yorumlandı. Kısa dönemlerde alçak irtifalarda olabilecek oluşumlar hariç tutulursa, günümüzdeki atmosferik basınç altında Mars yüzeyinde sıvı su mevcut olamaz, ancak geçici sıvı su akışları olabilir.[22][23][24][25] Buna karşılık özellikle iki kutup bölgesinde geniş su buzları mevcuttur.[26] Mart 2007’de NASA, güney kutbu bölgesindeki su buzlarının erimeleri halinde suların gezegenin tüm yüzeyini kaplayacağını ve oluşacak bu okyanusun derinliğinin 11 m. olacağının hesaplandığını açıkladı.[27] Ayrıca gezegende kutuptan 60° enlemine kadar bir buz permafrost[28] mantosu uzanır.[26] Mars’ta kalın kriyosfer[29] tabakasının altında, büyük miktarlarda, sıkışık halde tutulmuş (yüzeye çıkamayan) su rezervlerinin bulunduğu sanılmaktadır. Mars Express ve Mars Reconnaissance Orbiter’dan gelen radar verileri her iki kutupta (Temmuz 2005)[5] ve orta enlemlerde (Kasım 2008)[6] büyük miktarlarda su buzlarının bulunduğunu ortaya koymuştur. Phoenix Mars Lander ise 31 Temmuz 2008’de Mars toprağındaki su buzlarından örnek parçalar almayı başarmıştır.[30]
Mars tarihinin nispeten erken bir döneminde Valles Marineris Vadisi (4000 km.) oluştuğunda su kanallarının oluşmasına neden olan, serbest kalmış yeraltı sularının yol açtığı büyük bir sıvı su baskınının meydana geldiği sanılmaktadır. Bu su baskının biraz daha küçüğü de daha sonra Cerberus Fossae denilen büyük yüzey yarıklarının açıldığı dönemde, yani yaklaşık 5 milyon yıl önce meydana gelmiştir ki, Cerberus Palus bölgesindeki Elysium Planitia’da halen görülebilen donmuş denizin bu olayın bir sonucu olduğu sanılmaktadır.[31] Bununla birlikte bölgenin buz akıntılarını[32] andıran lav akıntıları gölcüklerinin oluşabileceği bir morfolojiye de sahip olduğu gözden uzak tutulmamalıdır. Kısa zaman önce Mars Global Surveyor’daki Mars Orbiter’ın yüksek çözünürlüğe sahip kamerasıyla çekilen fotoğraflar Mars yüzeyindeki sıvı suyun tarihi hakkında daha ayrıntılı bilgiler sağlamıştır. İlginçtir ki, bu verilerde Mars’ta dev kanalların, ağacın dallanmasına benzeyen ağ biçimli geniş yolların bulunmasına karşın su akışlarını gösteren daha küçük ölçekli damar ve oluşumlara rastlanamamıştır. Bunun üzerine hava koşullarının bu küçük izleri zamanla yok etmiş olabilecekleri (erozyon) düşünüldü. Mars Global Surveyor uzay gemisiyle edinilen yüksek çözünürlüklü veriler, kraterlerde ve kanyonların duvarları boyunca yüzlerce yarık bulunduğunu ortaya koymuştur. Araştırmalar bu oluşumların genç yaşta olduğunu göstermektedir. Dikkat çeken bir yarığın altı yıl arayla çekilen iki fotoğrafı karşılaştırıldığında yarıkta yeni tortul çökeltilerinin biriktiği farkedilmiştir. NASA’nın Mars Keşif Programı yetkili uzmanlarından Michael Meyer bu tür renkli tortul çökelti oluşumlarına ancak güçlü bir sıvı su akışının yol açabileceği görüşündedir.
İster yağıştan (yağmurdan), ister yeraltı su kaynaklarından, ister başka bir kaynaktan kaynaklansın, sonuç olarak Mars’ta su mevcuttur.[33] Öte yandan söz konusu çökelti oluşumlarına donmuş karbondioksidin veya gezegen yüzeyindeki toz akımlarının neden olduğunu ileri süren senaryolar da ortaya atılmıştır.[34][35] Mars yüzeyinde geçmişte sıvı suyun bulunduğunun bir başka kanıtı da yüzeyde saptanan minerallerden gelmektedir: Hematit, goetit gibi mineraller genellikle suyun varlığını işaret eden minerallerdir (goetit serin topraklardaki yegane demir oksittir).
Coğrafya
Ay’ın haritasının yapılmasında ilk çalışmalarda bulunanlardan biri olan Johann Heinrich Mädler on yıl süren gözlemlerinden sonra, 1840’ta da ilk Mars haritasını çizdi. İlk areografi uzmanları olan Mädler ve kendisiyle Ay haritasının yapımında da çalışmış arkadaşı Wilhelm Beer, Mars haritasındaki işaretlemelerde, isimler vererek belirlemek yerine, sade bir şekilde, harfler kullanmayı tercih ettiler.[37]
Mars’ın ve Güneş Sistemi’nin en yüksek dağı olan, 27.000 m. yükseklikteki Olimpos Dağı'nın (Olympus Mons) Mars’ın yörüngesinden çekilmiş fotoğrafı
Mars’taki coğrafi oluşumlara Dünya coğrafyasından veya tarihsel ve mitolojik isimler verilmiştir. Mars’ın ekvatoru doğal olarak kendi çevresinde dönmesiyle belirlenmiştir, başlangıç meridyeni ise Dünya’daki Greenwich meridyeni gibi keyfi olarak, 1830’da ilk Mars haritalarının yapımı çalışmasında Mädler and Beer tarafından belirlenmiştir. 1972’de Mariner 9 uzay aracının Mars’le ilgili yeterince veri toplamasından itibaren, Sinus Meridiani’deki (Meridian Bay), sonradan Airy-0 olarak adlandırılan küçük bir krater, eski belirlemeyle uyuşacak tarzda 0.0° boylamı olarak seçildi (Beer ve Mädler tarafından “a” harfi ile işaretlenen boylam).
Mars’ta deniz olmadığından Olimpos Dağı’nın yüksekliği “ortalama çekim yüzeyi” (İng. mean gravity surface) esas alınarak hesaplanmış ve yüksekliği 27 km. olarak saptanmıştır. (Bir başka deyişle, Mars’ta irtifalar atmosfer basıncının 610,5 Pa (6.105 mbar) olduğu seviye esas alınarak hesaplanır. Bu da Dünya’daki deniz seviyesinde mevcut basıncın yaklaşık ‰ 6’sıdır.)[38]
Mars topoğrafyası ilginç bir ikilem göstermesiyle dikkat çeker. Kuzey yarımkürenin lav akıntılarıyla düzleşmiş ovalar içermesine karşın, güney yarımküre eski çarpışmalarla çukurlar ve kraterlerle oyulmuş haldeki bir dağlık arazidir. 2008’de yapılan araştırma ve incelemeler 1980’de ortaya atılmış, Mars’ın kuzey yarımküresine dört milyar yıl önce Ay’ın boyutunun %6,6’sı büyüklükteki bir cismin çarpmış olduğunu ileri süren teoriyi kanıtlar görünmektedir. Bu görüş doğru olduğu takdirde Mars’ın kuzey yarımküresinde 10.600 km. uzunluğunda ve 8.500 km. genişliğinde bir krater alanının açılmış olması gerekirdi ki, bu, Avrupa, Asya ve Avustralya toprakları bütününe denk bir alandır.[39][40] Mars’ın yüzeyi Dünya’dan görünüşle, farklı albedo’su olan iki tür alana ayrılır. Kızılımsı demiroksit içeren tuz ve kumla kaplı soluk ovalar geçmişte Mars kıtaları olarak yorumlanmış ve bunlara Arabistan Ülkesi (Arabia Terra), Amazon Ovası (Amazonis Planitia) gibi adlar verilmiştir. Koyu renkli oluşumlar ise denizler olarak yorumlanmış ve bunlara Mare Erythraeum, Mare Sirenum ve Aurorae Sinus adları verilmiştir. Dünya’dan görünüşe göre en koyu renkli coğrafi oluşum Syrtis Major’dur.[41]
Everest’in üç misli yüksekliğindeki Olimpos Dağı birçok büyük volkan içeren dağlık Tharsis bölgesindeki, yumuşak eğimli bir sönmüş volkandır. Mars aynı zamanda çarpma kraterlerinin gözlemlendiği bir gezegendir; yarıçapı 5 km. ve daha büyük olabilen bu krater oluşumlarının toplam sayısı 43.000 olarak belirlenmiştir.[42] En büyükleri hafif bir albedo oluşumuna sahip, Dünya’dan kolayca görülebilen Hellas çarpma havzasıdır (Hellas Planitia).[43] Hacmi açısından, bir kozmik cismin Dünya’ya oranla daha küçük olan Mars’a çarpma olasılığı, Dünya’ya çarpma olasılığının yarısı kadardır. Bununla birlikte Mars’ın asteroit kuşağına daha yakın olması, bu kuşaktan gelen cisimlerle çarpışma olasılığını çok fazla arttırmaktadır. Mars aynı zamanda kısa periyotlu (yörüngeleri Jüpiter’e uzanan) kuyruklu yıldızların çarpmalarına (veya süpürmelerine) da maruz kalmaktadır. Bununla birlikte Ay’ın yüzeyi ile kıyaslandığında, atmosferi kendisine küçük meteorlara karşı koruma sağladığından Mars yüzeyinde daha az krater görülür. Bazı kraterler meteor düştüğünde yerin nemli olduğunu gösteren bir morfolojiye sahiptir.
Valles Marineris adlı ünlü büyük kanyon 4.000 km uzunluğunda ve 200 km genişliğinde olup, 7 km'ye varan bir derinliğe sahiptir. Yani uzunluğu Avrupa’nın uzunluğuna eş olup, gezegenin çevresinin beşte biridir. Büyüklüğünün devasa boyutlarının anlaşılması amacıyla Dünya’daki Büyük Kanyon'un boyutları göz önüne getirilebilir. (Büyük Kanyon 446 km uzunluğunda ve yaklaşık 2 km derinliğindedir.) Bir başka geniş kanyon olan Ma'adim Vallis 700 km uzunluğunda, 20 km genişliğinde ve yer yer 2 km derinliğindedir. Bu kanyonun geçmişte bir sıvı su baskınıyla oluştuğu sanılmaktadır.[44] 2001 Mars Odyssey robotik uzay gemisindeki kısa adı THEMIS (Thermal Emission Imaging System) olan kamera sayesinde Arsia Mons volkanının yamaçlarında 7 muhtemel mağara girişi saptanmıştır.[45] Bunlar günümüzde “yedi kızkardeşler” adıyla bilinmektedirler.[46] Mağara girişlerinin genişliklerinin 100 m ile 252 m arasında değiştiği sanılmakta ve ışık genellikle mağaraların dibine kadar giremediğinden bu mağaraların yeraltında sanılandan daha derin ve geniş bir halde uzandıkları düşünülmektedir. Bunlar içinden tek istisna dibi görünen Dena adlı mağaradır. Mars’ın kuzey kutbu dairesine Planum Boreum ve güney kutbu dairesine Planum Australe adı verilmiştir.
Atmosfer
Mars manyetosferini 4 milyar yıl önce kaybetmiştir. Böylece Güneş rüzgârları Mars’ın iyonosfer tabakasıyla doğrudan etkileşime girerek atmosferi ince halde tutmaktadır. Mars Global Surveyor ve Mars Express’in her ikisi de, iyonize atmosfer parçacıklarının uzaya sürüklendiklerini saptamışlardır.[47][48] Mars atmosferi günümüzde nispeten incedir. Yüzeydeki atmosfer basıncı gezegenin en yüksek kısmında saptanan 30 Pa (0.03 kPa) ile en derin kısmında saptanan 1,155 Pa (1.155 kPa) arasında değişmektedir. Yani ortalama yüzey basıncı 600 Pa’dır (0.6 kPa) ki, bu da Dünya yüzeyinden 35 km. yükseklikte rastlanan basınca eştir. Bir başka deyişle Dünya yüzey basıncının %1’inden daha düşük bir değerdir. Mars’taki düşük yerçekiminden dolayı da atmosferinin "ölçek irtifa"sı (İng. scale height)[49] Dünya’nınkinden (6 km.) daha yüksek olup, 11 km.’dir. Mars yüzeyinde yerçekimi Dünya yüzeyindeki yerçekiminin %38’i kadardır.
Mars atmosferi % 95 karbondioksit, % 3 nitrojen, % 1,6 argondan oluşmakla birlikte, oksijen ve su izleri de taşımaktadır.[50] 1,5 µm yarıçapındaki toz parçacıklarını içeren atmosferi tümüyle tozludur ki, bu, Mars yüzeyinden bakıldığında Mars gökyüzünün soluk bir turuncu-kahverengimsi renkte (İng. tawny) görülmesine neden olmaktadır.[51]
Birçok araştırmacı Mars atmosferinde hacim itibariyle 30 ppb oranında metanın varlığını saptamışlardır.[52][53] Metan morötesi ışınlarla bozunan ve Mars’ınki gibi bir atmosferde[54] yaklaşık 340 yılda bozunacak kararsız bir gaz olduğundan, bu, gezegende güncel veya kısa zaman öncesine dek mevcut bir gaz kaynağının varlığını göstermektedir. Buna da ancak volkanik etkinlik, kuyruklu yıldız çarpmaları ve metanojenik mikroorganizma türleri neden olabilir. Bununla birlikte kısa zaman önce metanın biyolojik olmayan bir süreçle de üretilebileceği görüşü ortaya atılmıştır.[55]
Kutup bölgelerinde kışın sürekli bir karanlık ve yüzeyde dondurucu bir soğuk hakim olur, bu da atmosferin % 25–30 civarındaki kısmının yoğunlaşmasına ve karbondioksitin “kuru buz” (İng. dry ice)[56] denilen halde katılaşmasına yol açar.[57] Kutuplar kış mevsimi geçip yeniden Güneş ışıklarına maruz kalmaya başladığında, buzlaşmış karbondioksit, hızı saatte 400 km.’ye ulaşan müthiş rüzgarlar yaratarak uçmaya başlar. Bu mevsimlik değişimler, büyük miktarlarda toz ve su buharı taşırlar ve Dünya’dakine benzer kırağı ve "sirüs bulutları"nın (saçakbulut) oluşmasına neden olurlar. Su-buzu bulutlarının fotoğrafı Opportunity tarafından 2004’te çekilmiştir
İklim
Gezegenler içinde mevsimleri Dünya’nınkilere en çok benzeyen gezegen, kendi çevresinde dönme ekseninin yörüngeye eğikliğinin Dünya’nınkine benzer olması nedeniyle, Mars’tır. Bununla birlikte Mars mevsimlerinin süreleri gezegenin Güneş’e daha uzak olması nedeniyle Dünya’nınkilerin iki mislidir ve “Mars yılı”nın süresi de iki Dünya yılı süresi kadardır. Mars’ın yüzey sıcaklıkları kutup kışı sırasındaki −140 °C (133 K) ile yaz sırasındaki 20 °C (293 K) arasında değişir.[59] Isı farklarının büyük olması, ince atmosferinin Güneş ısısını yeterince depolayamaması, atmosfer basıncının düşük olması ve toprağın ısı kapasitesinin (İng. thermal inertia) düşük olması gibi nedenlerden ileri gelir.[60]
Mars Dünya’nınki gibi bir yörüngeye sahip olsaydı "eksen eğikliği"nin de benzeşmesi sayesinde, mevsimleri de Dünya’nınkilere daha benzer olacaktı. Bununla birlikte Mars yörüngesinin geniş eksantrikliği ilginç bir sonuç sağlamaktadır. Mars, güney yarımkürede yaz, kuzey yarımkürede kış olduğu zaman günberiye yakındır, güney yarımkürede kış, kuzey yarımkürede yaz olduğu zaman da günöteye yakındır. Bunun sonucunda da güney yarımkürede mevsimlerin daha aşırı farklar göstermesine karşın kuzey yarımkürede mevsimler olması gerekenden daha yumuşak geçerler. Böylece güneyde 30 °C ‘yi (303 K) bulan yaz sıcaklıkları kuzeydeki yaz sıcaklıklarına kıyasla biraz daha fazladır.[61]
Mars aynı zamanda Güneş Sistemi’ndeki en büyük “toz fırtınaları”na[62] sahne olan gezegendir. Bu toz fırtınaları mahalli bir bölgedeki küçük fırtınalar biçiminde olabildiği gibi, tüm gezegeni kaplar büyüklükteki dev fırtınalar biçiminde de olabilmektedir. Bunlar özellikle Mars Güneş’e en yakın konumuna geldiğinde ve küresel sıcaklığın arttığı hallerde oluşmaya eğilimlidirler.[63]
Kutup dairelerinin her ikisi de esas olarak su buzundan oluşmaktadırlar. Ayrıca yüzeylerinde “kuru buz” da mevcuttur. Katılaşan karbondioksit olan “kuru buz” (İng. dry ice) kuzey kutup dairesinde yalnızca kışın yaklaşık bir metre kalınlıkta bir ince tabaka oluşturacak şekilde birikir; güney kutup dairesine ise bu tabaka kalıcıdır ve kalınlığı 8 m.’yi bulur.[64] Kuzey kutup dairesinin yarıçapı kuzey yarımkürenin yazı sırasında 1000 km. olup yaklaşık 1.6 milyon km^3 buz içerir. (Grönland buz kitlesinin hacmi 2,85 milyon km^3’tür.) Bu buz tabakasının kalınlığı 2 km.’ye ulaşır. Güney kutbu dairesinin yarıçapı ise 350 km. olup, buradaki buz kalınlığı 3 km.’dir.[65] Buradaki buz kitlesinin hacminin de kuzeydeki kadar olduğu sanılmaktadır.[66] Her iki kutup dairesinde de diferansiyel güneş ısısından kaynaklandığı sanılan, buzların uçması ve su buharının yoğunlaşması olaylarıyla etkileşim içinde bulunan spiral oluşumlar gözlemlenmiştir.[67][68] Her iki kutup dairesi de Mars mevsimlerinin ısı dalgalanmalarına bağlı olarak küçülüp büyürler.
Yörünge ve kendi çevresinde dönüş
Mars’ın Güneş’ten ortalama uzaklığı yaklaşık 230.000.000 km. (1,5 AU), yörünge süresi ise 687 Dünya günüdür. Mars günü Dünya gününden biraz daha uzun olup, tam olarak 24 saat, 39 dakika ve 35,244 saniyedir. Bir Mars yılı 1.8809 Dünya yılıdır, yani Dünya zaman birimiyle tam olarak 1 yıl, 320 gün ve 18,2 saattir.
Mars’ın eksen eğikliği Dünya’nın eksen eğikliğine çok yakın olup, 25,19 derecedir. Dolayısıyla Mars’ta de Dünya’dakini andıran mevsimler meydana gelir. Fakat Mars mevsimlerinin süreleri Mars’ın yörünge süresinin uzunluğundan dolayı, Dünya mevsimlerinin sürelerinin iki katıdır. Mars Mayıs 2008’de günöteye Nisan 2009’de günberiye geçmiştir. Bir sonraki günöte tarihi haziran 2010’dur.
Mars’ın nispi olarak söylenebilecek yörünge eksantrikliği (eksenel kaçıklık, dışmerkezlik) 0,09'dur; Güneş Sistemi’nde yalnızca Merkür bundan daha büyük bir eksantrikliğe sahiptir. Bununla birlikte Mars’ın geçmişte bugünkünden daha dairesel bir yörünge çizdiği bilinmektedir. 1,35 milyon Dünya yılı öncesinde Mars’ın eksantrikliği yaklaşık 0,002 idi, yani Dünya’nın bugünkü eksantrikliğinden de daha azdı.[69] Mars’ın eksantriklik devresi 96.000 Dünya yılıdır.[70] Bununla birlikte Mars’ın 2,2 milyon yıllık bir eksantriklik devresi daha vardır. Son 35.000 yılda Mars’ın yörüngesinin eksantrikliği diğer gezegenlerin çekimsel etkileri dolayısıyla artmıştır. Mars ve Dünya’nın birbirlerine en yaklaştıkları zamanlarda aralarında bulunan mesafe gelecek 25.000 yılda biraz daha azalacaktır
Kaynak ;
Kod:
http://tr.wikipedia.org/wiki/Mars