Mars Gezegeni Hakkında Bilgi

Güneş sisteminin, Güneş’ten hareket­le dördüncü gezegeni.

Mars’ın elips biçiminde olan yörünge­si (dışmerkezlik: 0,093) Kepler’in, bu gökcisminin Güneş çevresindeki hare­ketiyle ilgili ilk iki yasayı bulmasını sağladı. Günöte (afeli) noktasmda, ya­ni yörüngenin Güneş’ten en uzak olan noktasmda uzaklık 249 milyon km’dir.

Uzun Mevsimler

Mars yılının süresi 688 gün, bir baş­ka deyişle Yer’inkinin iki katından bi­raz azdır. Oldukça küçük boyutlu Mars yuvarlağının çapı 6 750 km, ya­ni Yer’in çapının yarısından biraz faz­la, kütlesiyse gezegenimizinkinin on­da biri kadardır. Bu yüzden Mars’ın, Yer’inkinden daha düşük bir yoğunluğu (Yer için 5,52 olmasına karşılık, Mars için 4,09) vardır. Mars’ın yüze­yindeki çekim Yer’deki çekimin yak­laşık üçte biri kadardır ve Mars’ın madensel bir merkez çekirdeği olma­sı olanaksız gibidir. Mars’ın ekseni çevresindeki dönme süresi (24 s 37 dk 22,7 sn: Yüdızsal Mars günü) Mars üstündeki Güneş gününün süresini (24 s 39 dk 34 sn) verir. Dönme ekseninin, yörünge düzleminin dikine göre eğimi 24°46’8” ’dir. Mars mevsimlerinin süresi Yer’deki mev­simlerin iki katıdır; Güney yarıküre, yazm en fazla ısı alan bölümdür (çün­kü, gezegen bu sırada günberisine ya­kındır), kışlarsa son derece soğuk ge­çer.

Mars’ın Uyduları

Mars’ın iki uydusu olan Phobos ve Deimos oldukça küçüktür. Bu uydular 1877’de A.B.D’li Asaph Hail tarafın­dan bulunmuştur. Fotometri ölçümle­rine göre söz konusu uyduların çap­ları, sırasıyla, 12 ve 8 km olarak he­saplanmıştır. Hemen hemen dairesel olan yörüngeleri, Mars’ın ekvator düzleminde bulunur. Mars gezegeni­nin merkezinden 9 350 km uzakta olan Phobos gezegenin çevresinde 7 s 39 dk’da dolanır; dolayısıyla gezegenin kendi ekseni çevresinde dönmesinden daha hızlı hareket eder. Mars’ta bu­lunacak bir gözlemci, Phobos’un batıdan doğup doğudan battığını gözlem­leyebilir. Deimos, dolanımım Mars’ın merkezinden 23 000 km uzaklıkta, 30 s 18 dk’da tamamlar. Yapılan çeşitli gözlemler, Phobos’un Mars çevresin­deki dolanım süresinin sabit olmadı­ğı, her yü gözle görülür bir biçimde kı­saldığı, ayrıca uydunun sanki Mars’a yavaş yavaş yaklaştığı ve açısal hızı­nın arttığı duygusunu uyandırır.

Bu olayı açıklamak için farklı neden­ler ileri sürüldü: Mars’m ekvator şiş­kinliğinin neden olduğu gelgitlerin et­kisi; Güneş’in ışınım basıncının Phobos üstündeki bakışımsız etkisi; uydu­nun, Mars atmosferinin en üstteki az yoğun katmanlarına (egzosfer) sürtün­mesi. S.S.C.B’li gökbilimci Şklovski, son açıklamayı ele alarak Phobos ve Deimos’un yoğunluklarının son dere­ce az olmasından bunların yapay ni­telikte ve içlerinin boş olduklarını var­saymaktadır.

Fiziksel Yapı

Mars’m toprak rengi yüzeyindeki mavimsi ve koyu lekeler, bazen da­ha küçük tanecikler halinde dağılmış­lardır ve çoğu kez ince uzun uçlar ya da buradan da tespih tanesi biçimin­de küçük lekelerle son bulurlar. Bu­radan, XIX. yy’da “kanallar” olarak adlandırılmış, uzun kollar ayrüır. Bü­yük bir olasüıkla kutup takkeleri olan beyaz lekelerin varlığı, Mars’m çev­resinde çok hafif bir atmosferin bu­lunduğu anlamına gelir. Bulutların az­lığı da bunu doğrular. Mars yüzeyin­deki koyu lekeler, bir mevsim çevrimi­ne uyar: İlkbaharda, bunların çoğu her yarıkürede, kutup bölgelerinden başlayarak koyulaşır; koyulaşma dal­gası daha sonra en aşağı enlemlere kadar yayılır (buna su buharı yayıl­masının eşlik ettiği sanılır). Gezegen, günberi yakınından geçerken, çok ge­niş bölgelerinin sarı bir örtüyle kap­landığı da gözlenir. Mars atmosferin­de % 95 karbon dioksit, % 2-3 azot, % 1-2 argon ve % 0,3 oksijen bulunur. Çok aydınlık olan gökyüzü pembe renktedir. Bu renge, bazen 100 km/s’ten daha büyük bir hızla esen rüzgârların yüzeyden kopardıkları çok küçük taneciklerin varlığı yol aç­mış gibidir. Uzay sondalarının ve Viking yörünge istasyonlarının kamera­ları, buz billurlarından oluşmuş bulut­ların fotoğraflarını çekmişler ve su buharından oluşan sisin Güneş doğarken meydana geldiğini göstermişler­dir. Bu fotoğraflar ayrıca belli bir çağda suyun sıvı halde bulunduğunu düşündüren çok büyük ırmak vadile­rini (Mars kanalları) de ortaya çıkar­mıştır. Mars yüzeyindeki çok düşük basmç (Yer’de su düzeyinde 1 000 mi­libar olmasına karşm, Mars’ta 10 mi­libar kadardır) göz önüne alınırsa, gü­nümüzde su, Mars’ta, ancak gaz ya da sıvı halde bulunabilir. Mars yüzeyindeki sıcaklık Yer’dekinden çok daha düşüktür. Viking I ve Viking II sondaları, yüzeye indikten he­men sonra gündüz -30°C ile gece -90°C arasmda sıcaklıklar ölçmüşler­dir. Bununla birlikte, Mars’ın günbe­ri noktasında, yani yörüngesi üstün­de Güneş’e en yakın noktada olduğu zaman gündüz sıcaklığı bazen 0° C’ı geçmektedir. Kutup takkeleri üstüne yağan kar, karbonik anhidrit billurlarından (karbon kan) oluşur. Ayrıca bu takkeler de karbon karıyla örtülüdür. Mars yüzeyinin fiziksel ve kimyasal yapısı, 1976 yılında temmuz ve eylül aylarında Viking I ve Viking II sonda­larıyla gerçekleştirilen çalışmalar sı­rasında ortaya çıkarıldı. Turuncuya çalan kırmızı renkteki yüzey, % 30 si­lisyum, % 15 demir, % 6 kükürt, % 5 alüminyum ve % 3 klordan oluşur. Araştırmalar sonucunda klor ve tita­nın da varlığı ortaya çıkarılmıştır. Kumlu yapıda olan yüzey, ferromagnetik özelliktedir. Bir başka deyişle mıknatıs etkisine duyarlıdır. Hidrat­lar ve karbonatlar biçimindeki ferro hidroksitler (lateritlerdeki gibi), ferrik oksitler ve sudan oluşmuş, çapı yak­laşık 50 mikrometre (milimetrenin yir­mide biri) olan küçük taneciklerden meydana gelmiştir. Serbest halde su bulunmamasına karşm, ıslak kumu andıran yüzeyin dayanıklılığına magnetik kökenli bağ kuvvetleri yol açmış­tır. Viking sondalarının (Chryse Planitia ve Utopia Planitia) iki iniş yeri­ne de dağılmış olan kayaçlar, bazalt kökenlidir. Ayrıca büyük miktarda de­mir de içerirler. Mars’ta, yüksek yay­lalar, dağlık tepeler, her boyutta me­teor sirkleri, uzun süren bir aşınma sonucu keskinliğini yitirmiş yamaçlar ve çapları küometrelerce olabilen kra­terler vardır. Magnetik alanı çok güç­süzdür, bu da merkezde bir demir çe­kirdeğin ve konveksiyon akımlarının bulunmadığım doğrulamaktadır. Viking sondalarımn kütle tayfçekerleri, Mars’tan getirilen taşlar ısıtılmca bü­yük miktarda su buharının kayboldu­ğunu göstermiştir; böylelikle, Mars üstündeki yaşamın varolduğunun bir belirtisi olabilecek organik bileşiklerle ilgili kimyasal çözümleme tam anla­mıyla yapılamamaktadır; bu olaya, kayaçların içinde bulunan su ile karşılaşınca oksijeni açığa çıkaran süperoksitlerin varlığının neden olduğu sanılmaktadır. Yaşamın ortaya çıkarıl­masıyla değdi başka deneyimlerse olumlu sonuçlar vermemiştir.

Hadi Paylaş!Share on FacebookTweet about this on TwitterShare on Google+Share on RedditPin on Pinterest

Bir Cevap Yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir