Mars Gezegeni | Ansiklopedik Bilgi |

Mars gezegeninin özellikleri,Mars gezegeni hakkında bilgi,Mars gezegeninin kaç uydusu vardır,Mars gezegeni atmosfer,Mars gezegeni ile ilgili bilgiler,Mars Gezegeni,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.

Mars’ın yüzeyini örten turuncu kumlar, gezegenin çıplak gözle bakıldığında bile kırmızı görünmesine neden olur. Teleskopla bakıldığında ise, yüzeyindeki aydınlık ve karanlık bölgeler ile kuzey ve güney kutuplarındaki buzul takkeleri seçilebilir.

Dünya’da olduğu gibi Mars’ta da mevsimler vardır.

Kışın buzul takkeleri genişler, yazın ise küçülür; güney buzul takkesi her zaman kuzeydekin-den daha büyüktür.

Mars, Güneş çevresindeki bir tam dolanımını 687 günde tamamladığından, bu gezegende mevsimler Dünya’dan yaklaşık iki kat daha uzundur.

Buna karşılık Mars kendi çevresinde bir tam dönüşünü 24,62 saatte tamamlar; yani, gezegende bir günün uzunluğu, hemen hemen Dünya’daki kadardır.

Gezegenin öbür özellikleri de mevsimlere bağlı olarak değişir; bu özelliklerin bazılarının değişim süresi daha uzundur.

Her iki buzul takkesi de, en azından bir bölümüyle donmuş karbon dioksitten oluşur; kuzeydeki takkede bunun dışında  buzlara da rastlanmıştır.

Mars’ın atmosferi, Dünya’nınkiyle karşılaştırılacak olursa çok incedir.

Hemen hemen bütünüyle karbon dioksitten oluştuğu, aynca yaklaşık yüzde 2 azot ve yüzde 1 ile 2 arasında değişen oranlarda argon içerdiği saptanmıştır.

Mars’ın yüzeyinde esen güçlü rüzgârlar, özellikle kışın şiddetli toz fırtınalarına neden olur.

Atmosferindeki su buharı miktannın çok düşük olmasına karşın, sık sık bulut ve pus oluşumlarına, hatta bazen don olaylarına rastlanır.

Mars’ın yüzeyinde, meteoritlerin (göktaşlarının) çarpması sonucunda açılmış çok sayıda krater vardır; ama, üzerinde az sayıda kraterin yer aldığı geniş düzlükler de bulunur.

Bunlar volkanik lavlarca örtülmüş alanlardır.

Tharsis olarak adlandırılan bölgede, dört büyük sönmüş yanardağ yükselir.

Bunların en büyüğü olan Olympus Mons’un genişliği 600 km, yüksekliği ise 25 kilometredir, yani Everest Dağı’nın yaklaşık üç katıdır.

Birçok başka küçük yanardağa da rastlanır.

Gezegenin ekvator çizgisinin hemen güneyinde, Vallis Marineris olarak adlandırılan, 4.000 km uzunluğunda dev bir kanyon vardır.

Kanyonun duvarları arasındaki genişlik 150 km kadardır; derinliği ise 2 ile 7 km arasındadır.

Bu kanyon ve yanardağlar Dünya’daki benzer yüzey şekillerinden kat kat daha büyüktür.

Vallis Marineris’in, gezegenin kayaç yapılı kabuk katmanının bir bölümünün çökmesi sonucunda ortaya çıktığı sanılmaktadır.

Su olmadan canlılar yaşayamaz.

Mars’ın yakın çekim fotoğraflarında, kurumuş akarsu yataklarına benzeyen kıvrımlı kanallara rastlanır. Bugün gezegenin yüzeyinde su yoktur, ama geçmişte belki de iklim daha ılımandı ve akarsular bulunuyordu. Hatta, gezegeni oluşturan kayaçların içinde hâlâ donmuş su bulunuyor olabilir.

Mars’taki koşullara ilişkin en ayrıntılı bilgiler, 20 Temmuz ve 3 Eylül 1976 tarihlerinde gezegenin yüzeyine indirilen iki Viking uzay aracından elde edildi.

Viking’ler Mars’ta belirgin bir yaşam izine rastlamadılar.

Toprakta mikroorganizmaların olup olmadığına yönelik araştırmalar da kesin bir sonuç vermedi. Ama bu, Mars’ta hiçbir canlı türünün bulunmadığını göstermez; daha pek çok araştırmanın yapılması gerekiyor.

Mars Toprağı

Haziran 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 .

Ama 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.

Mars Atmosferi

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.

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.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.

Araştırmacılar Mars atmosferinde hacim itibariyle 30 ppb oranında metanın varlığını saptamışlardır.Metan morötesi ışınlarla bozunan ve Mars’ınki gibi bir atmosferde 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.

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) denilen halde katılaşmasına yol açar.

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.

Mars İklimi

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.

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.

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 gün öteye 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.

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.Kuzey kutup dairesinin yarıçapı kuzey yarımkürenin yazı sırasında 1000 km. olup yaklaşık 1.6 milyon km3 buz içerir. (Grönland buz kitlesinin hacmi 2,85 milyon km3’tür.) Bu buz tabakasının kalınlığı 2 km.’ye ulaşır.

Güney kutbu dairesinin yarıçapı ise 350 km. olup, buradaki buz kalınlığı 3 km.’dir.Buradaki buz kitlesinin hacminin de kuzeydeki kadar olduğu sanılmaktadır.

Her iki kutup dairesinde de diferansiyel güneş ısısından kaynaklandığı sanılan, buzların uçması ve su buharının yoğunlaşması olaylarıyla etkileşim içinde bulunan spiral oluşumlar gözlemlenmiştir.

Her iki kutup dairesi de Mars mevsimlerinin ısı dalgalanmalarına bağlı olarak küçülüp büyürler.

Mars Gözlemleri

Astronomlar, ürkütücü kırmızı renginden ötürü Mars’a Eski Roma mitolojisindeki savaş tanrısının adını verdiler.

Gezegene yönelik ilk teleskoplu gözlemleri 1610’da İtalyan astrononıi bilgini Galileo {bak. Galilei, Galileo) başlattı; gezegene ilişkin ilk çizimleri ise 1659’da Hollandalı bilim adamı Christiaan Huygens hazırladı.

Huygens, Mars’ın kendi ekseni çevresinde döndüğünü gösterdi.

Bir başka İtalyan astronomi bilgini Giovanni Do-menico Cassini de yaklaşık 1666’da Mars’taki buzul takkelerini buldu.

18. yüzyılda Alman asıllı İngiliz astronomi bilgini Sir William Herschel, Mars’ta ince bir atmosfer ve değişken mevsimler olduğunu keşfetti.

1877’den sonra gene bir İtalyan astronomi uzmanı Giovanni Schiaparelli, Mars’ın görünür yüzünde çizgi benzeri izler bulunduğunu gözlemledi.

Bunlardan 100 kadarını belirleyen Schiaparelli, bu izleri İtalyanca’da “oluk” anlamına gelen canali sözcüğüyle adlandırdı.

Daha sonra bu sözcük öbür Avrupa dillerine “kanal” olarak aktarıldı.

Bu “kanallar”ın, tarımsal sulama amacıyla Marslılar tarafından açılmış olduğu inancı hızla yayıldı; bu inancın başını çekenlerden biri de ABD’li astronomi bilgini Percival Lowell oldu.

Ne var ki, bu ilginç ama hayal ürünü iddianın, 1969’da Ma-riner 6 ve Mariner 7 uzay araçlarının çektiği yakın plan fotoğrafların Dünya’ya ulaşmasıyla doğru olmadığı ortaya çıktı; fotoğraflardan, olukların gerçek birer kanal değil, optik bir hata, yani görsel bir yanılgı olduğu anlaşıldı.

O günden sonra Mariner ve Viking uzay araçları sayesinde bu gezegene ilişkin bilgiler giderek çoğaldı.