Güneş Sistemi’nin Kızıl Gezegeni: Mars

Bilinen en eski beş gezegenden biri, Güneş Sistemimizin Güneş’e olan uzaklığı bakımından dördüncü gezegeni ve karasal gezegenlerin sonuncusu. Romalıların savaş, ziraat ve devlet tanrısı. Arapların Merih’i, Türkçe de ise Bakırsokum ve Sakıt, namı diğer Kızıl Gezegen…  Bu yazımızda onu rakamlarla tanımlayıp belirgin özelliklerini vurgulayacağız. Uydularından bahsedip, jeolojik oluşumlarını masaya yatıracağız. Arkanıza yaslanın ve kendinizi bilgi bombardımanına hazırlayın…

Bilindiği üzere Mars, kırmızımsı turuncu renge sahip bir gezegendir. Çıplak gözle görülebilen diğer gezegenlere göre ayırt edici olan bu özelliği Dünya’dan bakıldığında hemen fark edilebilmektedir. Zira Romalılar da Mars’ın rengini kan rengine benzettikleri için ona bu ismi vermişlerdir. Peki Mars, bu rengi neye borçlu? Gezegenin kızılımsı parlaklığı, yüzeyinde bulunan bol miktarda demirin/demir tozlarının oksijenle tepkimeye girmesiyle oluşan oksitlenmeye bağlıdır. Her ne kadar gezegenin hemen her yeri için geçerli olsa da bu oksitlenme oldukça yüzeyseldir. Öyle ki, Mars’ın yüzeyini birkaç metre kazma fırsatımız olsa bizden gizlediği yüzü olan, gezegenin ana kayasını oluşturan beyaz bir katmanla karşılaşırdık.

Göz alıcı parlaklığı Dünya’ya yakınlaşıp uzaklaşmasıyla değişse de (en yakındayken ki parlaklığı en uzakta olduğu zamanki parlaklığından 50 kat fazladır) gözlemciler en iyi görüntüyü alabilmek için onun yörüngede Dünya’ya en yakın konumda olduğu zamanı bekler. Bu, karşı konum evresidir. Bu evrede  Mars-Dünya arası ortalama mesafe 55 milyon kilometreye kadar düşebilir ve ortalama bir teleskopla (yaklaşık olarak 8 inç ayna çapı) Mars’ın kutuplarında yer alan buzul katmanları görüntülenebilir.

ATMOSFER
Mars’ın atmosferik içeriği yaklaşık olarak %95,3 karbondioksit, %2,7 azot, %1,6 argon, eser miktarda serbest oksijen, karbonmonoksit ve metandan oluşur.

Yaklaşık 3 milyar yıl önce Mars’ın yüzeyinin Dünya gibi sularla kaplı olduğu ve kalın bir atmosferi olduğu düşünülüyor. Ancak düşük kütlesi nedeniyle yeterince güçlü bir kütle çekimine sahip olamamış, dolayısıyla atmosferini de uzaya kaçırmıştır. Atmosfer kalınlığının düşmesi nedeniyle basınç ve sıcaklık kaybı meydana gelmiş ve yüzeyindeki suyu sıvı formda tutamamıştır. Şu an ise Mars’ın o eski güzel günlerinden eser yok. Herhangi bir tektonik levha sahibi olmadığı için de zayıf kalan manyetik alan nedeniyle güneş rüzgarlarına karşı korunmasız kalmıştır. Yani düşük kütle çekimi, ince atmosfer, zayıf manyetik alan çok uzun yıllar içinde zincirleme etki yaparak Mars’ın sonunu getiren faktörler olmuştur.

Doğal olarak bu koşullarda suyun sıvı halde kalması pek mümkün değildir. Tamamı neredeyse donuk halde, paslı ve tozlu yüzeyin altında hapsolmuş buz yataklarındadır. Tabi kutup bölgelerinde buz katmanları daha yoğundur. Kutup buzullarına yazımızın ilerleyen bölümlerinde değineceğiz.

Atmosfer basıncı ise her yerde on milibardan daha düşüktür. Bu da Dünya’da deniz seviyesinden 36.000 metre yükseklikteki hava kadar yoğun olduğu anlamına geliyor. Yüzey rüzgarları yaklaşık olarak 0-33 km/saat, fırtınaların hızıysa yaklaşık 145 km/saattir. Aynı zamanda yüzeyde devamlı yerel, bölgesel ve büyük ölçekte toz fırtınaları görülmektedir. Bu toz fırtınaları Mars’a gönderilen uzay araçlarının başına bazen büyük belalar da açabiliyor. Tıpkı 2018’de Opportunity uzay aracını devre dışı bırakması gibi.

Mars’taki mevsim döngülerine de değinecek olursak, Dünya’ya benzese de Mars’ta mevsimlerin döngüsünde eksen eğikliği değil daha çok eliptik yörünge etkin rol oynadığı için ve Güneş’e en yakın-en uzak konumu arasındaki fark oldukça fazla olduğundan dolayı mevsimler arasındaki farklar daha fazladır. Mars’ta da Dünya’daki gibi kuzey yarım kürede yaz mevsimi, gezegenin Güneş’e en uzak olduğu zamanlarda yaşanır. Yani güney yarım kürede yaz, kuzey yarım küreye göre daha sıcak; kış da daha uzun ve soğuk geçer. Bu döngüde yüzeyindeki ortalama sıcaklık -63 dereceyken en yüksek sıcaklık 30 derece, en düşük sıcaklığın da -143 derece (santigrat) civarlarında olduğu tespit edilmiştir.

COĞRAFYASI

Mars’ın yüzeyi topografik olarak incelendiğinde kuzey yarım küresi ile güney yarım küresi arasında daha ilk bakışta ciddi farklılıklar olduğu göze çarpar. Kuzey yarım kürede genelde lav akıntılarıyla düzleşmiş ovalar hakimken güney yarım kürede ise meteorların oluşturduğu çukurlar ve kraterlere çok daha sık rastlanır. Ayrıca kuzey yarımkürede rakım güney yarımküreden 3,2 kilometre daha düşüktür. Yüzey şekillerinin Kuzey ve Güney yarımkürede bu denli değişiklik göstermesine Plüton büyüklüğünde bir cismin Mars’a çarpmasının sebebiyet verdiği düşünülüyor.

Her anlamda ilginç bir gezegen olan Mars, aynı zamanda Güneş Sistemi’nin en yüksek dağı olan Olimpos Dağı‘na ve devasa kanyon sistemi Valles Marines‘e sahiptir. Peki nasıl oluyor da büyüklüğü Dünya’nın sadece %53’ü kadar olan karasal bir gezegen Güneş Sistemi’nin coğrafik ”en”lerini barındırabiliyor? Mars’ın hareketsiz kalın kabuğu, yeraltı aktiviteleri sonucu yüzeye çıkan maddelerin devamlı surette katmanlaşmasına -dolayısıyla yükselmesine– mukavemet gösterir ve yüzeyde çok büyük kütlelere sahip oluşumların meydana gelmesine sebep olur. Bu durum özellikle volkanların neden bu denli büyüdüklerinin bir tezahürü olarak göze çarpmaktadır.

DAĞ OLUŞUMLARI

Kuşkusuz Mars’ta irili ufaklı birçok dağ mevcuttur ancak bunların en görkemlisi ve aynı zamanda Güneş Sistemi’nin de en yüksek dağı olan Olimpos Dağı’dır. Bu müthiş oluşumdan bahsetmezsek olmaz.

Olimpos Dağı olanca heybetiyle bizim dünyamızda yer alan Everest Dağı’nın yaklaşık üç katı yüksekliğe sahip (26.400 metre), düşük eğimli, geniş bir zirveye sahip sönmüş bir volkandır. Tepesi Dünya’daki zirve oluşumlarından aşina olduğumuz gibi sivri değil yuvarlak bir krater görünümündedir. Kraterin zirvesinin çapı 85 kilometre, taban uzunluğu da yaklaşık 600 kilometrelik bir alan kaplamaktadır. Boyutlarına dair daha net bir fikir vermesi açısından örneklemek gerekirse; Olimpos Dağı ülkemizde yer alsaydı İstanbul-Denizli arasını tamamen içine alan bir alanı kapsardı diyebiliriz. Benzerleri Dünya’da da bulunan kalkan tipli volkanlar sınıfına giren Olimpos’un son püskürmesini 10-20 milyon yıl önce yaptığı düşünülüyor. (Ülkemizdeki benzeri Karacadağ’dır)

Olimpos Dağı lokasyon olarak Mars’ın en temel jeolojik oluşum bölgesi/jeolojik doğumhanesi olarak nitelenen Tharsis Tümseği’nde bulunur ki bu devasa bölge de Kuzey Amerika büyüklüğündedir. Tharsis bölgesinde Olimpos Dağı’nın haricinde 3 büyük dağ daha vardır. Bunlar: Pavonis, Arsia ve Ascraeus Dağlarıdır. Bu yüksek dağların eteklerinden itibaren derin yarıklarıyla Valles Marieris Kanyonu başlamaktadır.

KANYONLAR

Güneş Sistemi’nin en büyük kanyonu olan Valles Marines, Mars’ın ortasına sarılmış bir yara bandı gibi kendini bariz bir şekilde gösterir. 4 bin kilometre uzunluğunda ve 200 kilometre genişliğinde olup, 7 kilometreye varan derinliğe sahip bir yarıktır. Eğer bu vadi Dünya üzerinde olsaydı neredeyse Avrupa kıtası kadar uzun olurdu. Büyüklüğünün devasa boyutlarının anlaşılması amacıyla Dünya’daki Büyük Kanyon’un boyutları göz önüne getirilebilir. (Büyük Kanyon 446 km uzunluğunda ve yaklaşık 2 km derinliğindedir.) Gezegenin çevresinin beşte birini kaplayan bu devasa kanyonun yüzey altındaki magmanın yukarı doğru fışkırması ve etkin olarak yer kabuğunu yanal olarak yarması ile ortaya çıkmıştır.

Bir başka geniş kanyon olan Ma’adim Vallis 180 kilometre çapa sahip Gusev Krateri’nden güneye doğru seyreder ve 700 kilometre uzunluğunda, 20 kilometre genişliğinde ve 2 kilometre derinliğindedir. Bu kanyonun geçmişte bir sıvı su baskınıyla oluştuğu sanılmaktadır.

KRATERLER

Mars’ın yeteri kadar koruma sağlayamayan atmosferi nedeniyle yüzeyinde çeşitli büyüklüklerde çok sayıda çarpma krateri mevcuttur. Yarıçapı 5 kilometre ve daha büyük olabilen bu krater oluşumlarının toplam sayısı 43.000 olarak belirlenmiştir. Bunlardan biri olan Hellas Planitia, Mars’ta bulunan en derin noktadır ve 8 km derinliğiyle eski bir çarpma havzasıdır.

Bu kraterler neredeyse güney yarım kürenin her bölgesinde vardır. Kuzey yarım kürede ise rüzgar erozyonu ve çarpmalardan sonra meydana gelen volkanik faaliyetler sonucunda aşınmıştır. Aylarca sürebilen şiddetli kum fırtınaları da bu aşınmaya katkıda bulunmuştur.

SU KANALLARI

Mars o eski şaşalı günlerinde nehir yatakları ve su birikintilerine sahipti. Bunlar da gönderdiğimiz uzay araçlarının bizlere sunduğu verilerin, fotoğrafların değerlendirilmesiyle keşfedildi.

Bu kanalların Mars’ın dağlarından ovalarına inen yağmur suyunun kuruması ile ya da o deli zamanlarında ortaya çıkıp daha sonra kurumuş olan sellerin olduğuna işaret ediyor. Bu su hareketlerinin oluşturduğu kanalların tabanları ve genişlikleri incelendiğinde akan suyun debisinin saniyede milyonlarca ton su taşıyacak kadar hızlı olduğu düşünülüyor.

KUTUP BUZULLARI 

Mars, görsellerde de sıkça gördüğümüz gibi her iki kutbunda da takkeye benzer buzul katmanlarına sahip olan bir gezegendir. Uzun yıllar bu buzulların su buzu olduğu düşünülse de sanılanın aksine çoğunlukla karbondioksit buzundan oluştuğu anlaşılmıştır. Ayrıca karbondioksit buzu tabakasının altında su buzundan oluşan başka bir katman yer almaktadır.

Buzul kuşaklarının toplam hacmi Reconnaissance Orbiter uydusunun sağladığı verilere göre yaklaşık olarak 150 milyar metre küptür. Eğer bu kuşaklar Mars’ın yüzeyini tamamen kaplamış olsaydı 1,1 metre derinlikte bir tabaka oluştururdu.

İÇ YAPISI

Gezegenin iç yapısına dair geliştirilen güncel modellere göre gezegen, esas olarak demir ve %14-17 civarında sülfürden oluşan, yarıçapı yaklaşık 1480 km olan bir çekirdek bölgesi içerir. Bu çekirdek günümüzde etkin olmadığı bilinen, gezegendeki birçok tektonik ve volkanik oluşumlardan meydana gelmiş bir silikat mantosuyla çevrilidir. Bu mantonun üzerinde yer alan kabuğun ortalama kalınlığı ise 50 kilometre civarıdır ancak yer yer azami olarak 120 kilometre derine kadar inebildiği tespit edilmiştir. Kıyaslama açısından belirtmek gerekir ki, Dünya’nın yer kabuğu ortalama 40 kilometredir

Aynı zamanda Mars’ta plaka ve faylanma hareketleri olmadığı için bu hareketsiz kalın kabuk Mars’ın ilk zamanlarından itibaren herhangi bir değişime uğramamıştır. Bu da yeterince derin bir sondajla Mars’ın çocukluk yıllarına inebileceğimiz anlamına gelmektedir.

MANYETİK ALAN

Yapılan araştırmalarda gezegenin Güney yarım küresinde yerel manyetik alanlara rastlanmıştır. Günümüzde Mars’ın kayda değer bir manyetik alana sahip olmaması, eskiden var olan manyetik alanın, gezegenin iç tabakalarının farklılaşmasıyla yok olma ihtimalini kuvvetlendirmektedir.

UYDU SİSTEMİ

Mars’ın Phobos ve Deimos adında iki uydusu vardır. İsimleri Yunan Mitolojisinde savaş tanrısı olan Ares’in iki kötü karakterli çocuğundan gelir (“Korku” ve “Dehşet”). Her iki uydu da Asaph Hall tarafından 1877’de keşfedilmiştir. Bu uyduların asteroid kuşağından kopup gezegenin yörüngesine girdiği düşünülüyor. Dolayısıyla Phobos ve Deimos’un şekli alışık olduğumuz küre görünümünden daha gayri tabi, hatta bir patatesi andırır. İçeriksel olarak da, karbon bakımından zengin kaya oluşumlarıdır diyebiliriz. Bu iki uydu aynı zamanda gelgit kilitlenmesiyle birbirlerine bağlı oldukları için Mars’a hep aynı yüzeylerini gösterirler.

1) Phobos

Phobos Mars’ın etrafında hatrı sayılır bir hızla dönmektedir. Bir Mars gününde gezegeninin etrafında neredeyse 3 tur tamamlar. Aynı zamanda güneş sistemi uyduları arasında gezegenine en yakın uydu unvanını da elinde bulundurur (6 bin kilometre). Üstelik Mars’a yavaş yavaş yaklaşmaya da hâlâ devam etmektedir. Tahminlere göre 45-50 milyon yıl içerisinde Mars’la çarpışacak veya parçalara bölünerek Satürn kadar olmasa da gezegen etrafında halkalar meydana getirecek. Yani Phobos tabiri caizse Mars’ın 50 milyon yıl sonraki savaş yüzüğüdür.

Mars Global Surveyor aracının gönderdiği resimlere göre yüzeyinin 1 metre kalınlıkta regolith de denen ince bir toz tabakasıyla kaplı olduğu anlaşılmıştır. Aynı zamanda yüzeyinde oldukça belirgin bir krater vardır. Keşifçisi Hall, karısının kızlık adını vererek bu kraterin de isim babası olmuştur.

Sovyetler Birliği uzay ajansının Phobos 2 aracı ise, uydudan birkaç resim gönderebilmiş ancak bir süre sonra iletişim kopmuş. Bu resim ve veriler değerlendirildiğinde uydudan zayıf ama devamlı bir gaz çıkışı olduğu saptanmış. İletişim beklenenden erken koptuğu için içeriği hakkında detaylı analizler yapılamamış ancak en olası tahminin su olduğu düşünülmektedir.

2) Deimos

Deimos şekil itibariyle Phobos’a göre daha gayrı muntazam görünüme sahip olsa da daha pürüzsüz bir yapıya sahiptir. Üzerinde Voltaire ve Swift isimli iki belirgin krater vardır. Yörüngesine ise Phobos’a kıyasla daha uzak bir mesafede seyreder. Bu durumda Deimos, Phobos’tan farklı olarak tahminlere göre birkaç milyon yıl içerisinde Mars’tan uzaklaşacak ve yörüngeden kopacaktır.

Şüphesiz ki yakın gelecekte bu iki kardeş hakkında daha fazla bilgi edinebileceğiz.  Zira hali hazırda Japonların uzay ajansı JAXA 2022’de başlatacağı Mars Moons keşif programı ile 2027’de Phobos ve Deimos’tan Dünya’ya örnek getirmeyi hedefliyor. ESA ve Rus Uzay Ajansı (Roscosmos) benzer görev tanımı olan keşif programlarını da 2024’te hayata geçirmeyi planlıyor. Aynı zamanda gelecekte yapılacak olan Mars’a yolculuk görevlerinde de bu iki uydunun üs olarak kullanılabileceği düşünülüyor.

Mars, sahip olduğu konum ve koşullar göz önüne alınınca insanoğlunun Ay’dan sonra gidebileceği en uygun yerdir. Tabi bu unvan Mars’ın yaşam için tamamen uygun bir yer olduğunu göstermez. Ayrıca oraya gidecek olan astronotların güneş rüzgarlarına, kum fırtınalarına ve tabi oksijensiz ortamdan farklı bir takvim – saat sistemine kadar daha birçok konuda uyum sağlaması gereken nokta var. Yani Mars’a yolculuk ya da orada koloni kurma konusunda aşmamız gereken birçok eşik söz konusu. Çok yakın gelecekte Mars hakkında daha fazla bilgi edinmek umuduyla gelişmeleri takip ediyor olacağız. Bizimle ve bilimle kalın…

Hazırlayan: Umut Can Güven
Düzenleyen: Kemal Cihat Toprakçı

Kaynaklar ve Referanslar:

1. Ocak, M. E., Dr. (2020, Ağustos 15). “Mars’ta Buzul Kuşakları”. Alındığı Tarih: Kasım 23, 2020. Bağlantı Adresi: https://bilimgenc.tubitak.gov.tr/makale/marsta-buzul-kusaklari
2. Mars. (2020, Kasım 15). Alındığı Tarih: Kasım 23, 2020, Bağlantı Adresi: https://en.wikipedia.org/wiki/Mars