Güneş Sistemi yazı dizimizin bu kısmında, gezegenimizin ikizi olarak tanımladığımız Venüs’ü ve kızıl gezegen olarak bildiğimiz Mars’ı işleyeceğiz.
Venüs
Güneş’e uzaklık bakımından ikinci sırada olan ve ortalama olarak 108.208.930 km mesafede bulunan Venüs, adını Antik Roma aşk ve güzellik tanrıçasından alır. “Çoban Yıldızı” olarak da bilinen ve Dünya’ya en yakın gezegen olan Venüs; boyut, yoğunluk ve kimyasal bileşim gibi özellikler bakımından Dünya ile benzerlik gösteren karasal bir gezegendir. Dünya’nın kütlesinin yaklaşık %82’si kadar bir kütleye sahip olan Venüs, 4,9×10^24 kg’dır. Ortalama 6052 km uzunluğunda bir yarıçapa ve 5200 kg/m^3 değerinde bir yoğunluğa sahiptir. Kütleçekim ivmesi yaklaşık 8,87 m^3 değerindedir. Eksen eğikliği sadece 3 derece olduğu için farklı mevsimler görülmez.
Venüs’ün içi metalik bir çekirdekten ve erimiş kayalık bir mantodan oluşur. Kabuğu ise genel olarak bazalt içerir.
Güneş sistemindeki en uzun gün Venüs’te yaşanır. Kendi ekseni etrafındaki bir turunu 243 Dünya gününde tamamlar. Güneş etrafındaki bir turunu ise 225 Dünya gününde tamamlayan Venüs’ün bir günü bir yılından daha uzun sürer. Venüs dönüş yönü bakımından diğer Güneş sistemi gezegenlerinden ayrılır. Kuzey kutbundan bakıldığında çoğu gezegen saat yönünün tersinde dönerken Venüs saat yönünde döner. Bu özelliği sebebiyle Venüs gezegeninde Güneş, Dünya’dan farklı olarak batıdan doğar ve doğudan batar. Herhangi bir uydusu veya halkası yoktur.
Yüzeyi
Uzaydan bakıldığında Venüs parlak ve sarımtırak renkli görünür. Bunun sebebi ise Güneş ışığını yansıtan ve saçan sülfürik asit bulutları ile kaplı olmasıdır. Güneş ve Ay’dan sonra gökyüzünde görünen en parlak cisimdir. Venüs atmosferinin çok kalın olması, atmosfer dışındayken görünür ışık dalga boyunda yüzeyinin incelenmesini engeller. Bunun yerine radar gözlemleri ve Venüs’e gönderilen Venera, Pioneer Venus ve Magellan gibi uzay araçları ile yüzeyinin detaylı bir haritası çıkarılabilmiştir.
Venüs’ün yüzeyi deniz seviyesinin olmamasından dolayı kuru ve kayalıktır. İnişli çıkışlı yaylalara ve pürüzsüz ovalara sahiptir. Terra olarak adlandırılan kıta büyüklüğündeki yayla alanları vardır. Kuzey yarım kürede İştar Terra ve ekvator boyunca uzanan Afrodit Terra bulunur. İştar Terra kabaca Avustralya büyüklüğündeyken, Afrodit Terra Güney Amerika ile karşılaştırılabilir.
Birkaç yüz milyon yıl önceki volkanik faaliyetlerle birlikte gezegenin yüzeyi yenilendiğinden nispeten genç görünen bir yüzeye sahiptir. Büyük kısmı sönmüş yanardağlardan ve de lavlardan oluşmaktadır. Venüs yüzeyindeki bazı kraterler meteor temelli etkilerden dolayı oluşmuş olsa da volkanik faaliyetler bu kraterlerin temel kaynağıdır. Magellan uzay aracı Venüs’ün yüzeyinde birçok lav kubbesi tespit etmiştir fakat geçmişte yanardağların aktif olduğunu bilsek de günümüzde aktif yanardağ bulundurup bulundurmaması tartışmalıdır. Dünya’nın aktif volkanların etkilerine bakılıp Venüs üzerinde aktif yanardağ olup olmadığı konusunda fikir sahibi olunabilir. Venüs atmosferindeki dalgalanan sülfür dioksitin gözlemlenmesi, aktif yanardağ bulunduğuna dair kanıtın bir parçasıdır. Dünya üzerindeki volkanik faaliyetler ile birlikte oluşan yıldırım deşarjlarının meydana getirdiği radyo enerjideki patlamanın gözlemlenebilmesi de kanıtın içinde bulunmalıdır. Bu gibi veriler tespit edilirse Venüs’ün aktif bir yanardağ bulundurduğu söylenebilir.
Venüs’ün yüzeyinde sıvı su bulunmaz. Sıcaklık çok yüksek olduğu için var olan su buhar halindedir ve atmosferde bulunur. Sıvı su olmamasının bir diğer sebebi de Güneş rüzgârlarıdır. Yüzeydeki su güneş enerjisi ile hidrojen ve oksijene ayrışmış, daha sonra ise uzaya saçılmıştır. Eskiden Venüs üzerinde büyük su kütlelerinin bulunduğu düşünülmektedir.
Atmosferi
Venüs, karasal gezegenler arasındaki en ağır atmosfere sahip olan gezegendir. Dünya ve Venüs başlangıçta epey benzer yüzey koşullarına sahip olsalar da şimdiki atmosferleri çok farklıdır. Bunun temel sebebi Venüs üzerindeki volkanik faaliyetler sonucu açığa çıkan bol miktardaki karbondioksit gazıdır. Venüs atmosferinin yoğunluğu Dünya atmosferinin yoğunluğunun 100 katı kadardır ve kimyasal bileşim olarak %96 oranında karbondioksit, %3,5 moleküler nitrojenden oluşur. Karbon monoksit, kükürtdioksit, su buharı, argon ve helyum gibi gazları da eser miktarda bulundurur. Venüs, yüzeyinden 50-80 km yüksekliğe uzanan sülfür dioksit ve sülfürik asit bulutları ile çevrelenmiştir. Bu bulutların yoğunluğu o kadar fazladır ki gelen Güneş ışınlarının %60’ını uzaya geri yansıtır. Venüs’ün geçebilen Güneş ışınlarını soğurabilme gücü Dünya’ya göre çok daha az olsa da sıcaklık Dünya’ya göre çok daha yüksektir. Bunun nedeni ise yansıyan ışınlar atmosferinde bolca bulunan karbondioksit tarafından tutulmasıdır. Bu olay sera etkisi olarak adlandırılır. Bu etki sonucunda yüzey sıcaklığı 471 santigrat dereceye kadar çıkabilmekte ve kurşunu dahi eritebilir duruma gelmektedir. Güneş sistemindeki en sıcak gezegen sanılanın aksine Güneş’e en yakın gezegen olan Merkür değil bu özelliği sebebiyle Venüs’tür. Venüs yüzeyine inen uzay araçlarının acele etmesi gerekir çünkü günümüz teknolojisi ile sadece birkaç saat bütün halde kalabilmektedir.
Venüs’ün yüzeyindeki atmosferik basınç, yüzey yüksekliğine göre değişmektedir. Ortalama olarak 95 bar değerindedir ve Dünya’daki ortalama basıncın 95 katı kadardır. Bu basınç Dünya üzerindeki bir okyanusun yaklaşık 1 kilometre altında bulunmakla eşdeğerdir.
Manyetik Alanı
Venüs’ün diğer gezegenlerin aksine içsel bir manyetik alanı yoktur. Kendi etrafındaki dönüşünün çok yavaş olmasından dolayı dinamo etkisinin ortaya çıkamaması bu durumu kısmen açıklayabilir. Dinamo teorisi, gezegenlerin manyetik alanlarının kökenini açıklamaktadır. Bu teoriye göre gezegenlerin merkezindeki metalik sıvılar gezegenin dönüşü ile birlikte hareket etmekte ve manyetik bir alan oluşturmaktadır. Venüs’te böyle bir alan olmamasının sebebi akışkan bir çekirdeğinin olması ama bu çekirdeğin kendi içinde hareket halinde olmaması ya da diğer bir ihtimal olarak çekirdeğinin katı olması olabilir.
Venüs’ün içsel olmayan iyonosferi ile Güneş rüzgârlarının etkileşmesi sonucu oluşan bir manyetik alanı vardır. Karşılaştırmak gerekirse bu alan Dünya’nın manyetik alanının sadece 0,000015 katı kadardır. Venüs’ün manyetik alanının olmaması Güneş rüzgârlarına karşı savunmasız bir durumda bulunmasına sebep olur. Bu nedenle atmosferinin en üst katmanı sürekli olarak Güneş rüzgârları ile gelen yüksek enerjili parçacık bombardımanına tutulmaktadır. Güneş rüzgârlarının Venüs üzerindeki suyu nasıl uzaya saçtığını anlatmıştık.
Görüldüğü üzere Dünya’nın ikizi olarak adlandırdığımız Venüs, aslında o kadar da dost canlısı bir gezegen değildir. Gökyüzüne baktığımızda, gün doğumu ve gün batımı sırasında bile gözlemleyebildiğimiz Venüs, günümüzde sahip olduğu özellikler ile insan türünün yaşamı için son derece elverişsizdir.
Mars
Güneş’e uzaklık bakımından dördüncü sırada olan ve ortalama olarak 227.936.640 km’lik bir mesafede yer alan kızıl gezegen Mars, karasal gezegenler içerisinde Güneş’e göre en dış yörüngede dolanır. Kızıl bir renkte olmasının sebebi, bol miktarda bulundurduğu demir minerallerinin oksitlenmesi yani paslanmasıdır. Adını Antik Roma savaş tanrısından alır.
Mars, 6,4×10^23 kg’lık bir kütle ile Dünya’nın kütlesinin yaklaşık %10’u kadardır. Yarıçap uzunluğu ise Dünya’nın yarıçapının %53’ü kadardır ve değeri 3394 km’dir. Mars gezegeninin ortalama yoğunluğu 3900 kg/m^3’lük bir büyüklüğe sahiptir ve kütleçekim ivmesinin ortalama değeri 3,711 m/sn^2’dir. Mars yüzeyindeki şekiller astronomlar tarafından Dünya’dan incelenebilmiştir. Bu şekillere bakılarak kendi etrafındaki bir turunu 24,6 saatte tamamlandığı hesaplanmıştır. Bu yönüyle Mars’ın ve Dünya’nın bir günleri oldukça yakın sürelerde tamamlanır. Mars, Güneşe olan uzaklığı sebebiyle bir yılını gezegenimize göre daha uzun bir zamanda tamamlar ve bu süre yaklaşık 687 Dünya günüdür.
Mars’ın gezegenimize olan benzerliklerinden bir diğeri de sahip olduğu eksen eğikliğidir. Dünya’mız yaklaşık 23,4 derecelik bir eksen eğikliğine sahipken Mars’ın eksen eğikliğinin değeri yaklaşık 24,0 derecedir. Bu eksen eğikliğinin sonucu olarak farklı mevsimler yaşanır. Mars’ın güney yarımküresinde yaşanan yaz mevsimi, kuzey yarımkürede yaşanan yaz mevsimine göre daha sıcaktır. Bunun sebebi ise Mars’ın günberi döneminin (Güneş’e en yakın olduğu zaman) güney yarımkürenin yaz mevsimine denk gelmesidir. Aynı şekilde Mars’ın günöte (Güneş’e en uzak olduğu zaman) döneminin güney yarımkürenin kış mevsimine denk gelmesinden dolayı güney yarımküredeki kış sıcaklıkları kuzey yarımküreye göre daha düşüktür. Tüm bunların ışığında güney yarımkürenin mevsimlerinin kuzey yarımküreye göre çok daha büyük farklar gösterdiğini söyleyebiliriz.
Yüzeyi
Mars yüzeyi, çok geniş düzlükler, büyük volkanlar, derin kanallar ve kanyonlar bulundurur. Mars, Güneş’e uzak olması nedeniyle çok soğuk bir gezegen olup bulundurduğu atmosferinin çok ince olmasından dolayı yüzeye uygulanan basınç çok düşüktür. Bu nedenle yüzeyinde sıvı su barındıramaz. Çünkü basınç az olduğunda sıvı su molekülleri kolayca buharlaşır. Çok soğuk olma özelliği ile de var olan sıvı su donmuştur. Genelde kutuplarda buz şeklinde ya da havada su buharı olarak varlık gösterir. Bu çöl gezegen, Dünya yarıçapının sadece yarısı kadar bir büyüklüğe sahip olmasına rağmen Dünya ile neredeyse aynı miktarda kuru toprağa sahiptir. Kayalık bir gezegen olan Mars’ın katı yüzeyi volkanlar, darbeler, kabuk hareketleri ve rüzgârlar tarafından şekillendirilmiştir.
Mars’ın sahip olduğu Olympus Mons Yanardağı; Everest Dağı’nın yaklaşık 3 katı yüksekliğinde yani 27 kilometre uzunluğunda olup Güneş sistemindeki en büyük yanardağ özelliği göstermektedir. Aynı zamanda sahip olduğu Mariner Vadisi (Valles Marineris) Güneş sistemindeki en uzun ve en derin vadidir ve adını 1971’de keşfeden Mariner 9 uzay sondasından almıştır.
Mars yüzeyinde bolca bulunan kanallar, vadiler ve oluklar bir zamanlar Mars üzerinde sıvı su bulunduğuna dair çok güçlü kanıtlardır. Sıvı suyun halen daha yeraltı kayalarının çatlaklarında bulunabileceği düşünülmektedir.
Mars’ın kuzey ve güney yarım küreleri farklı özellikler gösterir. Güney yarım kürede bol miktarda kraterler varken kuzey yarım küre çok daha düzdür. Bu özelliği yönüyle kuzey yarımkürenin daha genç olduğu düşünülmektedir. Bu farkın sebebi ise henüz bilinmemektedir. Mars’ın doğumundan kısa bir süre sonraki bir etki nedeniyle oluşmuş olabileceği sanılmaktadır.
Dünya üzerinden de gözlemlenebilen ve Mars’ın 80 derecelik enlemlerinde bulunan kutup buzulları, donmuş su ve karbondioksitten meydana gelir. Bazı dönemlerde süblimleşen bu buzlar, Dünya’daki Sirrus (Cirrus) bulutları benzeri bulutlar oluşur.
Atmosferi ve İklimi
Tıpkı Venüs’ün atmosferi gibi, Mars’ın atmosferi de büyük oranda karbondioksitten meydana gelir. Çok az su buharı içerse de doygunluğa ulaşmıştır. Atmosfer yoğunluğu çok azdır ve karşılaştırmak gerekirse Dünya atmosferinin yoğunluğunun %1’i kadardır. Yine de rüzgârların ve bulutların oluşumunu desteklemek için yeterince kalın bir atmosfere sahiptir. Geçmişte Mars’ın daha yoğun bir atmosfere sahip olduğu düşünülmektedir. Bu yoğunluğu kaybetmesindeki etkenlerin kutuplarda donan karbondioksit, var olan gazların Güneş rüzgârları ile uzaya saçılması ve karbondioksitin karbonatlı bileşiklere dönüşerek kayalarda tutulması sayılabilir.
Mars’ın soğuk bir gezegen olmasında Güneş’e olan mesafesinin yanında, atmosfer yoğunluğunun çok düşük olması da büyük oranda etkilidir. Karbondioksit miktarının az olması sebebiyle sera etkisi çok düşük olduğundan Mars ısıyı tutamamakta ve soğuk kalmaktadır.
Mars’ın toz fırtınaları Güneş sistemindeki en büyük toz fırtınalarıdır. Bu fırtınalar öyle büyüktür ki tüm gezegeni örtebilir ve aylarca sürebilir. Bu büyük toz fırtınalarının neden oluştuğuna dair bir teoriye göre, havadaki toz parçacıkları Güneş ışığını emerek ısınır ve sıcak bölgelerden soğuk bölgelere doğru rüzgârlar oluşur. Rüzgârlar yerden daha fazla toz kaldırır ve döngü aynı şekilde devam eder.
Manyetik Alanı ve İç Yapısı
Mars’ın manyetik alanı yok denebilecek kadar azdır. Yine de eski arazilerde büyük manyetize kaya bölgeleri tespit edilmiştir. Bu durum Mars’ın eski dönemlerde daha güçlü bir manyetik alana sahip olduğunu fakat soğudukça çekirdeğinin katılaştığını düşündürmektedir. Mars’ın güçlü bir manyetik alan oluşturabilmek için yeteri hızda dönmesine rağmen böylesine zayıf bir manyetik alana sahip olmasının sebebi, akışkan bir çekirdeğe sahip olmaması, metal çoğunluklu bir çekirdeğe sahip olmaması ya da her ikisi olabilir.
Mars’ın iç yapısı hakkında çok az bilgiye sahibiz. Mars’tan gelen göktaşları, Mars’ın çekirdeğinin kükürt bakımından, mantonun ise demir bakımından Dünya’dan daha zengin olabileceğine işaret etmektedir. Bilim insanları Mars çekirdeğinin yaklaşık 3000-4000 kilometre, mantosunun 5400-7200 kilometre ve yerkabuğunun yaklaşık 50 kilometre olduğunu düşünmektedir.
Uyduları
Uydularının adını Yunan savaş tanrısı Ares’in oğullarından alan Mars, Phobos ve Deimos adında iki uyduya sahiptir. Phobos “korku”, Deimos ise “bozgun” anlamına gelmektedir.
Phobos her 7 saat 39 dakikada bir Mars’ın etrafında bir tur atar. Mars’tan ortalama olarak yaklaşık 6000 km uzaklıkta yani gezegenin yarıçap uzunluğunun iki katından az bir mesafededir. Bu durum nihayetinde kütleçekim kuvveti sebebiyle 100 milyon yıldan daha kısa bir sürede Phobos’un Mars’a çarpmasıyla sonuçlanacaktır.
Deimos ise Phobos’un tersine Mars’tan çok uzak bir yörüngede hareket etmektedir. Bu durum da gelecekte Deimos’un yörüngeden ayrılıp uzaydaki yolculuğuna devam edeceğini göstermektedir.
Eski dönemlerde, henüz Mars’a uzay araçları gönderemediğimiz zamanlarda, Mars üzerinde akıllı yaşam olabileceği düşünülmekteydi. Günümüzde böyle bir yaşam olmadığını biliyor olsak da yaşam arayışından vazgeçilmiş değildir. Sadece aranan yaşamın boyutu küçültülmüştür ve mikro seviyelerde araştırmalar yapılmaya devam edilmektedir. Bu araştırmalara Mars yüzeyinde insan tarafından yapılamamaktadır çünkü henüz insan gönderemiyoruz. Bunun sebebi teknolojik yetersizlikten çok, Mars yolculuğunun günümüz teknolojisiyle yaklaşık 8-9 ay kadar sürmesi ve o dönem içerisinde ufacık bir kapsülde insanların sağlıklı bir şekilde yolculuk edemeyeceğinden kaynaklanır. Mesele Mars’a insan göndermek değil, canlı ve sağlıklı bir insan göndermektir.
Hazırlayan: Eray Kaya
İTÜ Astronomi Kulübü Üyesi
Kaynaklar
Chaisson, Eric, and S. McMillan. Astronomy Today. Boston: Pearson, 2015.
https://www.space.com/44-venus-second-planet-from-the-sun-brightest-planet-in-solar-system.html
https://www.britannica.com/place/Venus-planet/Surface-composition#ref54182
https://solarsystem.nasa.gov/planets/venus/overview/
https://www.space.com/47-mars-the-red-planet-fourth-planet-from-the-sun.html