Mars

Mars, Merih olarak da bilinen, Güneş sisteminde, Güneş’e olan uzaklığı bakımından dördüncü sırada yer alan gezegen, Kırmızımsı renginden ötürü, Eski Roma’nın savaş tanrısının adıyla anılır.

Eliptik bir yörüngede dolandığından Mars’ın Güneş’e olan uzaklığı oldukça değişkendir. Güneş’ten ortalama uzaklığı, Yer’inkinin bir buçuk katı kadardır (yaklaşık 228 milyon km). Gezegen kendi ekseni çevresindeki dönüşünü 24,5 saatte, Güneş’ in çevresindeki dolanımını ise 687 günde tamamlar. Phobos(*) ve Deimos(*) adlı iki küçük uydusu vardır.

Mars’ın dönme ekseni Yer’inki gibi yatıktır, ayrıca gezegeni çevreleyen bir atmosfer vardır. Mars’ın yüzeyi Yer’inkinden çok daha soğuktur; ortalama yüzey atmosfer sıcaklığı -23°C’dir. Küçük bir gezegen olan Mars’ın ortalama çapı, Yer’inkinin yaklaşık yarısı kadardır (6.787 km). Yoğunluğu da Yer’inkinden oldukça düşüktür (3,933 gr/ cm). Gezegenin çevresinde herhangi bir magnetik alan algılanmamıştır; yoğunluğunun da düşük olması dikkate alındığında, bu olgu, gezegenin çekirdek bölümünün metalsi yapıda olmadığına işaret eder. Mars’ın ince atmosferi temel olarak karbon dioksitten oluşur. Bir miktar da azot ve argon içerir. Eser miktarda su buharına da rastlanmıştır. Gezegenin yüzeyinde bulunan buz takkelerinin bütün yıl boyunca varlığını koruyan bölümleri su buzundan, mevsimsel olarak ortaya çıkan bölümleri ise donmuş karbon dioksitten oluşur.

Yer’den teleskoplarla yapılan gözlemler sonucunda Mars’ın bir atmosfere, kutup takkelerine, aklık derecesi farklılıklarına ve uydulara sahip olduğu saptanmış, ama bun­ların yapısı anlaşılamamıştı. Mars’ın yüzeyi­nin fotoğraflarını çekerek Yer’ e gönderen ilk uzay araçları, gezegenin yakınından geçeri ABD gezegen sondaları “Mariner 4” (1964) ile “Mariner 6” ve “Mariner 7” (1969) oldu; fotoğraflardan, gezegenin gü­ney yarıküresinin, Ay’dakine benzer biçim­de kraterli bir yüzeye sahip olduğu anlaşıl­dı. Mars’ın yörüngesine oturtulan “Mariner 9” (1971) uzay aracı ise, gezegenin çok daha geniş bölgelerinin fotoğraflarını gönderdi. Bu görüntülerden de, Mars’ın kuzey ve güney yarıkürelerinin son derece farklı yüzey yapılarına sahip olduğu ortaya çıktı. Güney yarıkürenin daha eski ve kraterli yapıda olmasına karşılık, kuzey yarıküre­nin, olasılıkla volkanik kökenli ya da rüz­garla taşınmış daha genç malzemelerle örtü­lü olduğu, bu nedenle de daha az kraterli olduğu saptandı. 1970’lerin sonlarında ABD yapımı iki “Viking” uzay aracı, Mars yüzeyinin daha ayrıntılı fotoğraflarını çekti. “Viking”in Mars’ın yüzeyine inen iniş aracıyla çeşitli deneyler yapıldı, bu arada gezegende herhangi bir yaşam biçiminin (mikroplar gibi) olup olmadığına ilişkin incelemelerde bulunuldu, ama bu çalışma­lardan olumlu bir sonuç elde edilemedi.

“Mariner 9” ve “Viking” uzay sondalarından elde edilen bilgilerden, Mars’ın yüzeyinde yanardağların, geniş lav düzlüklerinin, çeşitli türden kanalların ve kanyonların ve heyelan kalıntılarının bulunduğu anlaşılmıştır. Bu yüzey şekillerinin boyutları, Yer yüzeyindeki standartlara oranla oldukça büyüktür. Örneğin, Güneş sistemindeki bilinen en büyük yanardağ olan Olympus Mons’un taban çapı 600 km’de, yüksekliği ise 20 km’den daha fazladır. Diğeri büyük yanardağlar da, Olympus Mons’un bulun­duğu Tharsis yaylasında yer alır; Tharsis yaylası, çevresindeki kuzey düzlüklerinden 1.000 m kadar daha yüksek olan bir bölgedir. 4 bin km uzunluğunda çok büyük bir ekvatoral çöküntü (rift) olan Vallis Marineris ise, ekvator bölgesindeki kanyon alanlarını içerir. Bu çöküntü, kabuk levhasının yarılarak ayrılmaya başladığı yönünde bir kanıt olarak yorumlanmıştır. Mars’ın yüzeyinde bol miktarda kırığa (fay) rastlanmakla birlikte, gene de levha tektoniğinin (kabuk hareketleri) başlangıç aşamalarından öteye geçtiğine ilişkin herhangi bir bulgu elde edilememiştir. Bu durum, gezegenin taşküre (litosfer; kabuk ve üst manto bölgeleri) katmanının kalınlığına bağlanmaktadır.

Mars yüzeyindeki kraterlerin bir bölümü Merkür ve Ay’daki kraterleri andırır; ama gezegenin yüzeyinde yeni tür bir çarpma krateri belirlenmiştir. Bu yeni tür yapılar siper krateri olarak adlandırılmıştır, çünkü püskürtü örtüsünün (göktaşının yüzeye çarpması sırasında çevreye saçılan malzemeler) kenarları kalkıktır. Bu özellik, püskürmenin tamamlanmasından sonra malzemelerin dışarı doğru aktığına ve böylece balistik açıdan beklenenden çok daha geniş bir alana yayıldığına işaret eder.

Mars yüzeyinde belirlenen başlıca kanal türleri, akış ve boşaltım kanalları ile aşınmış kanallar biçimindedir. Akış kanalları, Yer yüzeyindeki bazı ırmak vadilerine benzeyen dallanmış ağlar biçimindedir. Bunların mor­folojisi, belirli bir sıvı etkisiyle aşınmışlık olgusuyla uyum içindedir. Çok daha büyük olan boşaltım kanalları ise, kutu kanyon olarak adlandırılan kapalı çöküntülerden başlayarak aşağı çığıra doğru giderek daralır. Bunların oluşumu henüz anlaşılamamıştır; çeşitli kuramlara göre bu kanallar, erimiş don sularının, katı buzların ya da rüzgarın aşındırması sonucunda oluşmuştur. Aşınmış kanallar ise, duvarları heyelan sonucunda yapı değiştirmiş geniş vadilerden oluşan ağlar biçimindedir.

Mars’ın yüzey şekillerinin oluşmasında rüzgar önemli bir etmendir. Gezegenin yüzeyinde rüzgarlarca biriktirilmiş kumullara ve krater izlerine sık rastlanır.

Mars’ın toprak yapısına ve bileşimine iliş­kin ilk çözümlemeler, “Viking 1 “in 20 Temmuz 1976’da gezegenin yüzeyine konan iniş aracında yapıldı. Aracın indiği Khryse Planitia bölgesi (22°, 48′ kuzey, 47° ,82′ batı), çevreye saçılmış kaya parçalarının, dağınık kumulların ve anakayaç mostralarının bulunduğu bir düzlüktü. Kayaçların, bazaltlı lavların aşınmış artıkları olduğu sanılmaktadır. Aracın yüzeydeki kumlu toprak üzerinde yaptığı çözümlemeler sonucunda, bu malzemenin ağırlık olarak yüzde 44 silis, yüzde 18 aluminyum oksit, yüzde 8 magnezyum oksit, yüzde 8 sülfür trioksit ve yüzde 6 kalsiyum oksitten oluştuğu anlaşıldı. Bu bileşim, yüzeye yükselen magmanın buradaki buzla etkileşimi sonucunda ortaya çıkan korkayaçların genel oluşum sürecinin doğal bir sonucudur. Kayaçlar daha sonra ufalanmış ve yıkanmış, böylece yüzeylerinde kırmızımsı renkli demir oksit mineralleri ağırlıklı duruma gelmiş ve yüzey toprağından çeşitli sülfatlar (ve olasılıkla karbonat­lar) yığışmıştır.

Mars’ın uyduları Phobos ile Deimos’un fotoğrafları “Mariner 9” ve “Viking” uzay araçlarınca çekilmiştir. Bunların yakın plan fotoğraf görüntülerinden yüzeylerinin düzensiz, kraterli kaya bloklarından oluştuğu anlaşılmıştır. Her iki uydunun da, Mars’ın oluşumu sırasında çevreye yayılan artık malzemelerden oluştuğu ya da Mars’ın ilk evrelerinde kütleçekimine yakalanarak yörüngesine giren küçük gezegenler (asteroit) olduğu sanılmaktadır.