Mars Gezegeni : Boyutu, Kütlesi, Uyduları ve Yüzeysel Özellikleri

Mars Gezegeni

Kızıl Gezegen olarak da bilinen Mars, Güneş Sistemimizin dördüncü gezegeni ve ikinci en küçük gezegendir (Merkür’den sonra). Adını Roma savaş tanrısından alan Mars, yüzeyinde yaygın olan demir oksit miktarıyla ilgili olan kırmızımsı görünümünden gelir ve  her 2 senede bir Mars,  Dünya ile karşıt konumdayken (gezegen bize en yakın konumda olduğunda),  gece gökyüzünde görülmesi muhtemeldir.

Bu nedenle insanoğlu binlerce yıldır mars’ı gözlemekle birlikte,  görünümü birçok kültürün mitolojisinde ve astrolojik sistemlerinde büyük rol oynamıştır. Modern çağda ise, Güneş Sistemimizi ve tarihini anlamamızı sağlayan bilimsel keşiflerin gerçek bir hazinesi olmuştur.

Boyut, Kütle ve Yörünge:

Mars, yaklaşık 3.396 km ve kutup bölgelerinde 3.376 km’lik bir yarıçapa sahiptir.  Bu, 0,53 Dünya’ya eşdeğerdir. Kabaca Dünya’nın yarısı kadar olmasına rağmen, kütlesi  (6.4185 x 10²³ kg ) Dünya’nınkinin sadece 0.151’i kadardır.

Eksen eğikliği Dünya’nınkine çok benzer, yörünge düzlemine 25.19° eğiktir (Dünya’nın eksen eğikliği 23°’nin biraz üzerindedir), bu da Mars’ta mevsimlerin yaşandığı anlamına gelmektedir.

Güneş’ten (günöte) en uzak mesafede olan Mars, 1,666 AU veya 249,2 milyon km uzaklıkta yörüngede döner. Günberi noktasında, Güneş’e en yakın olduğu zaman, yörüngesi 1,3814 AU veya 206.7 milyon km uzaklıkta. Bu mesafede Mars, Güneş’in bir dönüşünü tamamlamak için 1,88 Dünya yılına eşdeğer 686.971 Dünya günü sürer. Mars günlerinde (bir gün ve 40 Dünya dakikasına eşit olan Sols olarak da bilinir), bir Mars yılı 687 gündür.

Bileşimi ve Yüzey Özellikleri:

Ortalama yoğunluğu 3,93 g/cm³ olan Mars, Dünya’dan daha az yoğundur ve Dünya’nın hacminin yaklaşık %15’ine ve Dünya’nın kütlesinin %11’ine sahiptir. Mars yüzeyinin kırmızı-turuncu görünümüne, daha yaygın olarak hematit (veya pas) olarak bilinen demir oksit neden olur. Yüzey tozundaki diğer minerallerin varlığı, altın, kahverengi, ten rengi, yeşil ve diğerleri dahil olmak üzere diğer yaygın yüzey renklerine izin verir.

İnce atmosferi nedeniyle Mars’ın yüzeyinde sıvı su bulunamasa da, kutup buzullarında büyük konsantrasyonlarda buzlu su bulunur – Planum Boreum ve Planum Australe. Ek olarak, bir permafrost manto kutuptan yaklaşık 60° enlemlere kadar uzanır, bu da Mars yüzeyinin çoğunun altında suyun buzlu su şeklinde bulunduğu anlamına gelir. Radar verileri ve toprak örnekleri, orta enlemlerde de sığ yeraltı suyunun varlığını doğrulamıştır.

Dünya gibi, Mars da silikat bir manto ile çevrili yoğun bir metalik çekirdeğe ayrılmıştır. Bu çekirdek demir sülfürden oluşuyor ve daha hafif elementler açısından Dünya’nın çekirdeğinden iki kat daha zengin olduğu düşünülüyor. Kabuğun ortalama kalınlığı yaklaşık 50 km’dir (31 mil), maksimum kalınlık ise 125 km’dir (78 mil). İki gezegenin boyutlarına göre, Dünya’nın kabuğu (ortalama 40 km veya 25 mil) kalınlığının sadece üçte biri kadardır.

İç kısmının mevcut modelleri, çekirdek bölgesinin yarıçap olarak 1,700 – 1850 kilometre  arasında olduğunu ve esas olarak demir ve nikelden ve yaklaşık %16-17 kükürtten oluştuğunu gösterir. Daha küçük boyutu ve kütlesi nedeniyle, Mars yüzeyindeki yerçekimi kuvveti, Dünya’dakinin sadece %37.6’sı kadardır. Mars’a düşen bir nesne, Dünya’daki 9.8 m/s²’ye kıyasla 3.711 m/s²’ye düşer.

Mars’ın yüzeyi, Dünya’ya benzer birçok jeolojik özelliğe sahip kuru ve tozludur. Dağ sıraları, kumlu ovaları ve hatta Güneş Sistemi’ndeki en büyük kum tepelerinden bazılarına sahiptir. Aynı zamanda Güneş Sistemi’ndeki en büyük dağa, kalkan yanardağ Olympus Mons’a ve Güneş Sistemi’ndeki en uzun, en derin uçuruma sahiptir:( Valles Marineris )

Mars’ın yüzeyi, çoğu milyarlarca yıl öncesine dayanan çarpma kraterleri tarafından şekillenmiştir. Bu kraterler, Mars’ta meydana gelen yavaş erozyon oranı nedeniyle çok iyi korunmuştur. Hellas çarpma havzası olarak da adlandırılan Hellas Planitia , Mars’taki en büyük kraterdir. Çevresi yaklaşık 2.300 kilometredir ve derinliği dokuz kilometredir.

Mars’ın yüzeyinde de fark edilebilir oluklar ve kanallar vardır ve birçok bilim adamı, sıvı suyun bunların içinden aktığına inanmaktadır. Bunları Dünya’daki benzer özelliklerle karşılaştırarak, bunların en azından kısmen su erozyonu ile oluştuğuna inanılmaktadır. Bu kanallardan bazıları oldukça büyük olup, 2.000 kilometre uzunluğa ve 100 kilometre genişliğe ulaşmaktadır.

Mars’ın Uyduları

Mars’ın Phobos ve Deimos adlı iki küçük uydusu vardır . Bu uydular 1877’de astronom Asaph Hall tarafından keşfedildi ve isimlerini mitolojik karakterlerden aldı. Klasik mitolojiden isim alma geleneğine uygun olarak Phobos ve Deimos, Roma tanrısı Mars’a ilham veren Yunan savaş tanrısı Ares’in oğullarıdır. Phobos korkuyu temsil ederken, Deimos terör veya korkuyu temsil eder.

Phobos yaklaşık 22 km (14 mil) çapındadır ve periapsis (Mars’a en yakın) olduğunda 9234,42 km ve apoapsis (en uzak) olduğunda 9517,58 km uzaklıkta Mars’ın yörüngesinde döner. Bu mesafede, Phobos eşzamanlı irtifanın altındadır, bu da Mars’ın yörüngesini sadece 7 saat sürdüğü ve yavaş yavaş gezegene yaklaştığı anlamına gelir. Bilim adamları, 10 ila 50 milyon yıl içinde Phobos’un Mars’ın yüzeyine çarpabileceğini veya gezegenin etrafındaki bir halka yapısına ayrılabileceğini tahmin ediyor.

Bu arada, Deimos yaklaşık 12 km  ve gezegeni 23455.5 km (periapsis ) ve 23470.9 km (apoapsis) mesafesinde yörüngede döndürür. Daha uzun bir yörünge periyoduna sahiptir ve gezegen etrafında tam bir dönüşünü tamamlaması 1.26 gün sürer. Mars’ın çapı 50-100 metreden  daha küçük olan ek uyduları olabilir ve Phobos ile Deimos arasında bir toz halkası öngörülmektedir.

Bilim adamları, bu iki uydunun bir zamanlar gezegenin yerçekimi tarafından yakalanan asteroitler olduğuna inanıyor. Asteroitlere benzeyen her iki uydunun düşük albedo ve karbonlu kondrit bileşimi bu teoriyi desteklemektedir ve Phobos’un kararsız yörüngesi yakın zamanda bir yakalamayı önermektedir. Bununla birlikte, her iki uydunun da ekvator yakınında dairesel yörüngeleri vardır ve bu, yakalanan cisimler için alışılmadık bir durumdur.

Diğer bir olasılık, iki uydunun tarihinin başlarında Mars’tan gelen akredite malzemelerden oluşmasıdır. Bununla birlikte, eğer bu doğru olsaydı, bileşimleri asteroitlere benzemek yerine Mars’ın kendisine benzer olurdu. Üçüncü bir olasılık, bir cismin Mars yüzeyine çarpması ve bu maddenin uzaya fırlatılması ve Dünya’nın Ay’ını oluşturduğuna inanılan şeye benzer şekilde iki uyduyu oluşturmak üzere yeniden toplanmasıdır.

Atmosfer ve İklim

Mars Gezegeni, eser miktarda oksijen ve su ile birlikte %96 karbondioksit, %1.93 argon ve %1.89 azottan oluşan çok ince bir atmosfere sahiptir. Atmosfer oldukça tozludur ve çapı 1.5 mikrometre olan partiküller içerir, bu da Mars’ın gökyüzüne yüzeyden bakıldığında sarımsı bir renk veren şeydir. Mars’ın atmosferik basıncı 0,4 – 0,87 kPa arasında değişmektedir ve bu, Dünya’nın deniz seviyesindekinin yaklaşık %1’ine eşdeğerdir.

İnce atmosferi ve Güneş’e olan uzaklığı nedeniyle Mars’ın yüzey sıcaklığı, burada Dünya’da deneyimlediklerimizden çok daha soğuktur. Gezegenin ortalama sıcaklığı -46 °C (-51 °F), kutuplarda kış aylarında -143 °C (-225,4 °F) ve en yüksek 35 °C (95 °F)’dir. ekvatorda yaz ve öğlen.

Gezegen ayrıca küçük kasırgalara benzeyen toz fırtınaları yaşar. Toz atmosfere üflendiğinde ve Güneş’ten ısındığında daha büyük toz fırtınaları meydana gelir. Daha sıcak olan tozla dolu hava yükselir ve rüzgarlar güçlenir, genişliği binlerce kilometreyi bulabilen ve her seferinde aylarca sürebilen fırtınalar yaratır. Bu kadar büyüdüğünde, yüzeyin çoğunu görüş alanından kapatabilirler.

Mars atmosferinde, milyarda yaklaşık 30 parça (ppb) olduğu tahmin edilen bir konsantrasyonla eser miktarda metan da tespit edildi. Uzatılmış tüylerde oluşur ve profiller, metan gazının belirli bölgelerden salındığını ima eder – ilki Isidis ve Utopia Planitia ( 30°K 260°W) arasında ve ikincisi Arabia Terra’da (0°K 310° ) W) .

Mars’ın yılda 270 ton metan ürettiği tahmin ediliyor. Atmosfere salındığında metan, yok olmadan önce yalnızca sınırlı bir süre (0,6 – 4 yıl) var olabilir. Bu kısa ömre rağmen varlığı, aktif bir gaz kaynağının mevcut olması gerektiğini gösterir.

Tarihsel Gözlemler:

Dünya astronomlarının “Kızıl Gezegeni” hem çıplak gözle hem de diğer araç gereçlerle gözlemleme konusunda uzun bir geçmişi vardır. Mars’tan gece gökyüzünde dolaşan bir nesne olarak ilk kaydedilen sözler, MÖ 1534’te gezegenin  eski mısırlı gökbilimciler tarafından yapıldı. Özünde, gezegenin parlak bir yıldız gibi görünmesine rağmen diğer yıldızlardan farklı hareket ettiği ve orijinal rotasına dönmeden önce zaman zaman yavaşlayıp yönünü tersine çevirdiği sonucuna vardılar.

Neo-Babil İmparatorluğu döneminde ( M.Ö 626 – 539 ), gökbilimciler gezegenlerin konumu hakkında düzenli kayıtlar, davranışlarının sistematik gözlemleri ve hatta gezegenlerin konumlarını tahmin etmek için aritmetik yöntemler yapıyorlardı. Mars için bu, yörünge döneminin ve zodyaktan geçişinin ayrıntılı hesaplarını içeriyordu.

Klasik antik çağda Yunanlılar, Mars’ın Güneş Sistemi’ndeki konumunu anlamalarına yardımcı olan davranışları hakkında ek gözlemler yapıyorlardı. MÖ 4. yüzyılda Aristoteles, Mars’ın bir okültasyon sırasında Ay’ın arkasından kaybolduğunu ve bunun Ay’dan daha uzakta olduğunu gösterdiğini kaydetti.