|
Mars’ın 1877 yılında astronom Asaph Hall tarafından keşfedilen [[Phobos (uydu)|Phobos]] ve [[Deimos]] adları verilmiş, düzensiz biçimli iki küçük uydusu vardır. Mars Dünya’dan çıplak gözle görülebilmektedir. "Görünür [[kadir]]"i −2,9’a<ref name="daw"> David R. Williams (September 1, 2004). "[http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/marsfact.html Mars Fact Sheet]". National Space Science Data Center. NASA. </ref> ulaşır ki bu, çıplak gözle çoğu zaman [[Jüpiter (gezegen)|Jüpiter]] Mars’tan daha parlak görünmesine karşın, ancak [[Venüs]], [[Ay]] ve [[Güneş]]’çe aşılabilen bir parlaklıktır.
== Fiziksel özellikler ==
Mars’ın yarıçapı Dünya’nınkinin yaklaşık yarısı kadardır. Yoğunluğu Dünya’nınkinden daha az olup, hacmi Dünya’nın hacminin % 15’i, kütlesi ise Dünya’nınkinin % 11’i kadardır. Mars’ın [[Merkür]]’den daha büyük ve daha ağır olmasına karşılık, Merkür ondan daha yoğundur. Bu yüzden Merkürün yüzeyindeki yerçekimi Mars’ınkinden daha fazladır. Mars, boyutu, kütlesi ve yüzeyindeki yerçekimi bakımından Dünya ile Ay arasında yer alır. Mars yüzeyinin kızıl-turuncu görünümü [[hematit]] ya da pas adıyla tanınan [[demiroksit]]ten (Fe<sub>2</sub>O<sub>3</sub>) kaynaklanır.<ref> Peplow, Mark. "[http://www.bioedonline.org/news/news-print.cfm?art=953 How Mars got its rust]". </ref>
=== Jeoloji ("arkeoloji") ===
[[Dosya:Terrestrial planet size comparisons.jpg|thumb|left|200px|Dört "yerbenzeri gezegen"in<ref> [[Yerbenzeri gezegen]] </ref> boyutlarının mukayesesi: Soldan sağa doğru Merkür, Venüs Dünya ve Mars.]]
[[Dosya:MarsTopoMap-PIA02031 modest.jpg|thumb|left|200px|Mars’ın üstteki topoğrafik haritasında daha ziyade volkanik platolar (kırmızı) ve çarpışma havzaları (mavi) hakim görünmektedir.]]
[[Dosya:Mars rocks.jpg|thumb|left|200px|''Mars Pathfinder'' tarafından çekilmiş Mars’ın dağınık kaya oluşumlu bir yüzey fotoğrafı]]
Uydu gözlemleri ile Mars meteorlarının incelenmesi Mars yüzeyinin esas olarak [[bazalt]]tan oluştuğunu göstermektedir. Bazı kanıtlar Mars yüzeyinin bir kısmının tipik bazalttan ziyade, yeryüzündeki [[andezit]] kayalarının benzeri olabilecek zengin [[silisyum]] oluşumlarından meydana geldiğini göstermektedir; fakat gözlemlerdeki veriler bunların silisli cam olduğu şeklinde de yorumlanabilir. Her ne kadar Mars’ın asli manyetik alanı yoksa da, gözlemler gezegen kabuğunun parçalarının vaktiyle iki kutuplu bir manyetik alanın etkisinde bulunmuş olduğunu göstermektedir. Minerallerde gözlemlenen bu paleomanyetizm<ref>[http://en.wikipedia.org/wiki/Paleomagnetism Paleomagnetism]</ref> yeryüzünün okyanus diplerinde bulunan tabakalarındakilere çok benzer özelliklere sahiptir. 1999’da ortaya atılan ve 2005’te ''Mars Global Surveyor'' verileriyle yeniden gözden geçirilen bir teoriye göre bu tabakalar, Mars’ta 4 milyar yıl önce, manyetik kutuplaşmanın yani manyetik alanın henüz etkin olduğu dönemde mevcut olan tektonik plakaların kanıtıdır.<ref>Goddard Space Flight Center. "[http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2005/mgs_plates.html New Map Provides More Evidence Mars Once Like Earth]".</ref>
Gezegenin iç yapısına ilişkin güncel modellere göre, gezegen, esas olarak demir ve % 14-17 civarında sülfürden oluşan, yarıçapı yaklaşık 1480 km. olan bir çekirdek bölgesi içerir. Bu demir sülfür (FeS) bileşiği kısmen akışkandır. Çekirdek, günümüzde etkin olmadığı görülen, gezegendeki birçok [[tektonik]] ve [[volkan]]ik oluşumlardan oluşmuş bir [[silikat]] [[manto]]suyla çevrilidir. Gezegenin kabuğunun ortalama kalınlığı 50 km. olup, azami kalınlığı 120 km. civarındadır.<ref>Dave Jacqué (2003-09-26). "[http://www.anl.gov/Media_Center/News/2003/030926mars.htm APS X-rays reveal secrets of Mars' core]" (in English). Argonne National Laboratory.</ref> Dünya’nın ortalama kalınlığı 40 km. olan kabuğu, her iki gezegenin boyutları gözönüne alındığında Mars’ınkine göre üç misli daha ince kalır.
Mars’ın temel [[jeoloji]]k devirleri şunlardır:
* Nuh Devri: Devre bu ad, Mars’ın güney yarımküresindeki bir bölgenin Nuh’un Toprağı (''Noachis Terra'') olarak adlandırılması nedeniyle verilmiştir. Mars’ın en eski yüzey oluşumuna ilişkin devirdir, 3,8 milyar yıl öncesi ile 3,5 milyar yıl öncesi arasındaki dönemi kapsar. Nuh Devri yüzeyleri birçok büyük çarpma [[krater]]leriyle oyulmuş haldedir. Tharsis volkanik [[plato]] bölgesinin bu devirdeki büyük bir sıvı su baskınıyla oluştuğu sanılmaktadır.
* Hesperian devri: 3,5 milyar yıl öncesi ile 1,8 milyar yıl öncesi arasındaki dönemi kapsar. Bu devir, geniş [[lav]] ovalarının oluşumu ile nitelenir.
* Amazon Devri: 1,8 milyar yıl öncesi ile günümüze kadarki dönemi kapsar. Amazon Devri bölgeleri, [[meteor]] çarpmalarıyla açılmış kraterleri pek içermez ve tamamen değişiktir. Ünlü Olimpos Dağı bu dönemdeki lav akıntılarıyla oluşmuştur.
19 Şubat 2008’de Mars’ta muhteşem bir çığ meydana geldi. ''Mars Reconnaissance Orbiter'' uzay gemisinin kamerasınca filme kaydedilen görüntülerde 700 m. yükseklikteki bir uçurumun tepesinden kopan buz bloklarının ardında toz bulutları bırakarak yuvarlanışları görülüyordu.<ref>McMahon, Peter (2008-03-04). "[http://www.discoverychannel.ca/reports/article.aspx?aid=7418 Mars avalanche caught on camera]". Discovery Channel. CTVglobemedia.</ref>
Son incelemeler ilk kez 1980’lerde ortaya atılmış bir teoriyi desteklemektedir: Bu teoriye göre 4 milyar önce Mars’a [[Plüton (cüce gezegen)|Plüton]] gezegeni boyutlarındaki bir meteor çarpmıştır. Gezegenin kuzey kutup bölgesini kapsadığı gibi, yaklaşık % 40’ını kapsayan ''Borealis basin'' adı verilen garip havzanın bu çarpmayla oluştuğu sanılmaktadır.<ref> "[http://www.sciam.com/article.cfm?id=giant-asteroid-flattened Giant Asteroid Flattened Half of Mars, Studies Suggest]". Scientific American.</ref><ref> "[http://www.nytimes.com/2008/06/26/science/space/26mars.html?em&ex=1214712000&en=bd0be05a87523855&ei=5087%0A Huge Meteor Strike Explains Mars’s Shape, Reports Say]". New York Times.</ref>
=== Toprak ===
Haziran 2008’de [[Phoenix (uzay gemisi)|Phoenix]] uzay gemisi tarafından gönderilen veriler Mars toprağının hafifçe alkalin olduğunu ve hepsi de organik maddenin gelişmesi için elzem olan [[magnezyum]], [[sodyum]], [[potasyum]] ve klorür içerdiğini ortaya koydu. Bilim insanları Mars’ın kuzey kutbuna yakın toprağın [[kuşkonmaz]] gibi bitkilerin yetiştirilebileceği bir bahçe oluşturulması için elverişli olduğu sonucuna vardı.<ref> "[http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/7477310.stm Martian soil 'could support life']". BBC News. 2008-06-27.</ref> Ağustos 2008’de ''Phoenix'' uzay gemisi Dünya suyu ile Mars toprağının karıştırılması gibi basit kimya deneylerine başladı ve önceden Mars toprağı konusunda ortaya atılmış birçok teoriyi doğrulayan bir keşifte bulundu: Mars toprağında perklorat tuzlarının izlerini keşfetti. Perklorat tuzlarının varlığı Mars toprağının daha da ilginç bulunmasını sağlamıştı<ref>Chang, Alicia. "[http://news.yahoo.com/s/ap/20080805/ap_on_sc/phoenix_mars Scientists: Salt in Mars soil not bad for life]". AP.</ref> Fakat perklorat tuzlarının varlığının Mars’a taşınan Dünya toprağından, çeşitli örneklerden veya aletlerden kaynaklanmış olma olasılığı da vardı; bu yüzden, kaynağın Mars toprağı olup olmadığından iyice emin olunması için bu konuda daha fazla deneyler yapılması gerekmektedir.<ref>"[http://www.jpl.nasa.gov/news/phoenix/release.php?ArticleID=1816 NASA Spacecraft Analyzing Martian Soil Data]". JPL.</ref>
[[Dosya:MarsPanoramaa.jpg|thumb|center|800px|2005 yılı Kasım ayı sonunda [[Mars Exploration Rover]] [[Rover Spirit|A ''Spirit'']] 'in Husband Hill'in zirvesinden inerken çektiği [[Mars]]tan bir panoramik fotoğraf.]]
=== Hidroloji ===
[[Dosya:Cerberus fossae.jpg|thumb|left|100px|Cerberus Fossae adı verilen yüzey yarıkları]]
[[Dosya:Nasa mars opportunity rock water 150 eng 02mar04.jpg|thumb|100px|''Opportunity'' adlı uzay keşif aracı (astromobil) tarafından çekilmiş, Mars yüzeyinde geçmişte sıvı su bulunduğunu gösteren mikroskobik kaya oluşumlarının fotoğrafı]]
[[Dosya:Centauri Montes Region of Mars, 1999 and 2005.jpg|thumb|100px|10 Eylül 2005'te Mars Global Surveyor sonda aracı tarafından alınmış bu fotoğraf (sağda) 30 Ağustos 1999'daki fotoğrafta (solda) mevcut olmayan su buzuna benzer beyazımsı bir çökeltinin meydana geldiğini, yani geçici de olsa, yüzeyde sıvı su akışının varlığını ortaya koymaktadır.<ref name="than">Than, Ker (13 September 2005). "[http://www.space.com/scienceastronomy/050913_titan_life.html%20SPACE.com. Scientists Reconsider Habitability of Saturn's Moon]". Science.com.</ref><ref name="suu">"[http://www.nasa.gov/mission_pages/mars/news/mgs-20061206.html. NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars]". NASA. 2006.</ref>]]
1965’te Mariner-4’le gerçekleştirilen ilk Mars alçak uçuşuna kadar, gezegenin yüzeyinde sıvı su olup olmadığı çok tartışılmıştı. Bu tartışma özellikle kutup bölgelerindeki periyodik olarak değişim gösteren, deniz ve kıtaları andıran açık ve koyu renkli lekelerin gözlemlenmiş olmasından kaynaklanıyordu. Koyu renkli çizgiler bazı gözlemciler tarafından uzun zaman sıvı su içeren sulama kanalları olarak yorumlanmıştı. Bu düz çizgi oluşumları sonraki dönemlerde gözlemlenemediğinden optik illüzyonlar olarak yorumlandı. Kısa dönemlerde alçak irtifalarda olabilecek oluşumlar hariç tutulursa, günümüzdeki atmosferik basınç altında Mars yüzeyinde sıvı su mevcut olamaz, ancak geçici sıvı su akışları olabilir.<ref>Haberle, R. M.; et al. (2001). "[http://www.agu.org/pubs/crossref/2001/2000JE001360.shtml On the possibility of liquid water on present-day Mars]". J. Geophys. Res. 106(E10), 23,317–23,326. ([http://www.agu.org/login/ abstract], full paper requires purchase or AGU subscription)</ref><ref name="than" /><ref name="suu" /><ref>Heldmann, Jennifer L.; et al. (2005-05-07), "[http://daleandersen.seti.org/Dale_Andersen/Science_articles_files/Heldmann%20et%20al.2005.pdf Formation of Martian gullies by the action of liquid water flowing under current Martian environmental conditions]" (PDF), Journal of Geophysical Research 110: Eo5004, doi:[http://www.agu.org/login/ 10.1029/2004JE002261], 'conditions such as now occur on Mars, outside of the temperature-pressure stability regime of liquid water' … 'Liquid water is typically stable at the lowest elevations and at low latitudes on the planet because the atmospheric pressure is greater than the vapor pressure of water and surface temperatures in equatorial regions can reach 273 K for parts of the day [Haberle et al., 2001]' </ref> Buna karşılık özellikle iki kutup bölgesinde geniş su buzları mevcuttur.<ref name="kostama">Kostama, V.-P.; Kreslavsky, M. A.; Head, J. W. (2006-06-03), "[http://www.agu.org/pubs/crossref/2006/2006GL025946.shtml Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement]", Geophysical Research Letters 33: L11201, doi:[http://www.agu.org/login/ 10.1029/2006GL025946], 'Martian high-latitude zones are covered with a smooth, layered ice-rich mantle'</ref> Mart 2007’de NASA, güney kutbu bölgesindeki su buzlarının erimeleri halinde suların gezegenin tüm yüzeyini kaplayacağını ve oluşacak bu okyanusun derinliğinin 11 m. olacağının hesaplandığını açıkladı.<ref> "[http://jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2007-030 Mars' South Pole Ice Deep and Wide]". NASA. March 15, 2007. </ref>Ayrıca gezegende kutuptan 60° enlemine kadar bir buz permafrost<ref>[http://en.wikipedia.org/wiki/Permafrost Permafrost]</ref> mantosu uzanır.<ref name="kostama" />
Mars’ta kalın kirosfer<ref>[http://en.wikipedia.org/wiki/Cryosphere Cryosphere]</ref> tabakasının altında, büyük miktarlarda, sıkışık halde tutulmuş (yüzeye çıkamayan) su rezervlerinin bulunduğu sanılmaktadır. ''Mars Express'' ve'' Mars Reconnaissance Orbiter''’dan gelen radar verileri her iki kutupta (Temmuz 2005)<ref>[http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMGKA808BE_0.html Water ice in crater at Martian north pole]</ref> ve orta enlemlerde (Kasım 2008)<ref>[http://www.jsg.utexas.edu/news/rels/112008.html Scientists Discover Concealed Glaciers on Mars at Mid-Latitudes]</ref> büyük miktarlarda su buzlarının bulunduğunu ortaya koymuştur. ''Phoenix Mars Lander'' ise 31 Temmuz 2008’de Mars toprağındaki su buzlarından örnek parçalar almayı başarmıştır.<ref> [http://www.nasa.gov/mission_pages/phoenix/news/phoenix-20080731.html NASA (July 31, 2008). "NASA Spacecraft Confirms Martian Water, Mission Extended". Science @ NASA.] </ref>
Mars tarihinin nispeten erken bir döneminde ''Valles Marineris'' Vadisi (4000 km.) oluştuğunda su kanallarının oluşmasına neden olan, serbest kalmış yeraltı sularının yol açtığı büyük bir sıvı su baskınının meydana geldiği sanılmaktadır. Bu su baskının biraz daha küçüğü de daha sonra ''Cerberus Fossae'' denilen büyük yüzey yarıklarının açıldığı dönemde, yani yaklaşık 5 milyon yıl önce meydana gelmiştir ki, ''Cerberus Palus'' bölgesindeki ''Elysium Planitia''’da halen görülebilen donmuş denizin bu olayın bir sonucu olduğu sanılmaktadır.<ref>Murray, John B.; et al. (2005-03-17), "Evidence from the Mars Express High Resolution Stereo Camera for a frozen sea close to Mars' equator", Nature 434: 352–356, doi:[http://www.nature.com/nature/journal/v434/n7031/abs/nature03379.html 10.1038/nature03379 ]</ref> Bununla birlikte bölgenin buz akıntılarını<ref>Kerr, Richard A. (March 4, 2005), "Ice or Lava Sea on Mars? A Transatlantic Debate Erupts", Science 307: 1390–1391, doi:[http://www.sciencemag.org/cgi/content/summary/307/5714/1390a 10.1126/science.307.5714.1390a], [http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/15746395 PMID 15746395]</ref> andıran lav akıntıları gölcüklerinin oluşabileceği bir morfolojiye de sahip olduğu gözden uzak tutulmamalıdır. Kısa zaman önce ''Mars Global Surveyor''’daki ''Mars Orbiter''’ın yüksek çözünürlüğe sahip kamerasıyla çekilen fotoğraflar Mars yüzeyindeki sıvı suyun tarihi hakkında daha ayrıntılı bilgiler sağlamıştır. İlginçtir ki, bu verilerde Mars’ta dev kanalların, ağacın dallanmasına benzeyen ağ biçimli geniş yolların bulunmasına karşın su akışlarını gösteren daha küçük ölçekli damar ve oluşumlara rastlanamamıştır. Bunun üzerine hava koşullarının bu küçük izleri zamanla yok etmiş olabilecekleri (erozyon) düşünüldü.'' Mars Global Surveyor'' uzay gemisiyle edinilen yüksek çözünürlüklü veriler, kraterlerde ve kanyonların duvarları boyunca yüzlerce yarık bulunduğunu ortaya koymuştur. Araştırmalar bu oluşumların genç yaşta olduğunu göstermektedir. Dikkat çeken bir yarığın altı yıl arayla çekilen iki fotoğrafı karşılaştırıldığında yarıkta yeni tortul çökeltilerinin biriktiği farkedilmiştir. NASA’nın Mars Keşif Programı yetkili uzmanlarından Michael Meyer bu tür renkli tortul çökelti oluşumlarına ancak güçlü bir sıvı su akışının yol açabileceği görüşündedir.
İster yağıştan (yağmurdan), ister yeraltı su kaynaklarından, ister başka bir kaynaktan kaynaklansın, sonuç olarak Mars’ta su mevcuttur.<ref>"[http://www.nasa.gov/mission_pages/mars/news/mgs-20061206.html NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars]". NASA. 2006-12-06.</ref> Öte yandan sözkonusu çökelti oluşumlarına donmuş karbondioksidin veya gezegen yüzeyindeki toz akımlarının neden olduğunu ileri süren senaryolar da ortaya atılmıştır.<ref>"[http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6214834.stm Water flowed recently on Mars]". BBC. 2006-12-06.</ref><ref>"[http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=6587226 Water May Still Flow on Mars, NASA Photo Suggests]". NASA. December 6, 2006.</ref> Mars yüzeyinde geçmişte sıvı suyun bulunduğunun bir başka kanıtı da yüzeyde saptanan minerallerden gelmektedir: [[Hematit]], goetit gibi mineraller genellikle suyun varlığını işaret eden minerallerdir (goetit serin topraklardaki yegane demir oksittir).<ref>NASA (March 3, 2004).[http://www.jpl.nasa.gov/releases/2004/88.cfm Mineral in Mars 'Berries' Adds to Water Story]. Press release.</ref>
=== Coğrafya ===
[[Dosya:Globo de Marte - Valles Marineris.gif|190px]][[Dosya:Globo de Marte - Elysium Planitia.gif|190px|]][[Dosya:Globo de Marte - Syrtis Major.gif|190px]]
[[Ay]]’ın haritasının yapılmasında ilk çalışmalarda bulunanlardan biri olan Johann Heinrich Mädler on yıl süren gözlemlerinden sonra, 1840’ta da ilk Mars haritasını çizdi. İlk areografi uzmanları olan Mädler ve kendisiyle Ay haritasının yapımında da çalışmış arkadaşı Wilhelm Beer, Mars haritasındaki işaretlemelerde, isimler vererek belirlemek yerine, sade bir şekilde, harfler kullanmayı tercih ettiler.<ref>Sheehan, William. "[http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/chap04.htm Areographers]". The Planet Mars: A History of Observation and Discovery.</ref>
[[Dosya:Olympus Mons alt.jpg|thumb|left|Mars’ın ve Güneş Sistemi’nin en yüksek dağı olan, 27.000 m. yükseklikteki Olimpos Dağı'nın (Olympus Mons) Mars’ın yörüngesinden çekilmiş fotoğrafı]]
Mars’taki coğrafi oluşumlara Dünya coğrafyasından veya tarihsel ve mitolojik isimler verilmiştir. Mars’ın ekvatoru doğal olarak rotasyonuyla belirlenmiştir, başlangıç meridyeni ise Dünya’daki Greenwich meridyeni gibi keyfi olarak, 1830’da ilk Mars haritalarının yapımı çalışmasında Mädler and Beer tarafından belirlenmiştir. 1972’de Mariner 9 uzay aracının Mars’le ilgili yeterince veri toplamasından itibaren, Sinus Meridiani’deki (Meridian Bay), sonradan Airy-0 olarak adlandırılan küçük bir krater, eski belirlemeyle uyuşacak tarzda 0.0° boylamı olarak seçildi (Beer ve Mädler tarafından “a” harfi ile işaretlenen boylam).
Mars’ta deniz olmadığından Olimpos Dağı’nın yüksekliği “ortalama çekim yüzeyi” (İng. mean gravity surface) esas alınarak hesaplanmış ve yüksekliği 27 km. olarak saptanmıştır. (Bir başka deyişle, Mars’ta irtifalar atmosfer basıncının 610,5 [[Pascal (birim)|Pa]] (6.105 mbar) olduğu seviye esas alınarak hesaplanır. Bu da Dünya’daki deniz seviyesinde mevcut basıncın yaklaşık ‰ 6’sıdır.)<ref>"[http://library.thinkquest.org/04oct/00843/mars_eng.html Topography]". Think Quest.</ref>
[[Dosya:Mars Valles Marineris.jpeg |thumb |
Gezegen fotoğrafının tam ortasındaki devasa kanal, ''Valles Marineris'' kanyon oluşumunu göstermektedir.]]
[[Dosya:Mars caves from NASA orbiters.jpg|thumb|180px|Mars’taki 7 mağaranın girişlerinin THEMIS tarafından çekilen fotoğrafı: A-Dena, B-Chloe, C-Wendy, D-Annie, E-Abby (solda) ve Nikki F-Jeanne.]]
Mars topoğrafyası ilginç bir ikilem göstermesiyle dikkat çeker. Kuzey yarımkürenin lav akıntılarıyla düzleşmiş ovalar içermesine karşın, güney yarımküre eski çarpışmalarla çukurlar ve kraterlerle oyulmuş haldeki bir dağlık arazidir. 2008’de yapılan araştırma ve incelemeler 1980’de ortaya atılmış, Mars’ın kuzey [[yarımküre]]sine dört milyar yıl önce Ay’ın boyutunun %6,6’sı büyüklükteki bir cismin çarpmış olduğunu ileri süren teoriyi kanıtlar görünmektedir. Bu görüş doğru olduğu takdirde Mars’ın kuzey yarımküresinde 10.600 km. uzunluğunda ve 8.500 km. genişliğinde bir krater alanının açılmış olması gerekirdi ki, bu, Avrupa, Asya ve Avustralya toprakları bütününe denk bir alandır.<ref> Ashley Yeager (19 Temmuz 2008). "[http://www.sciencenews.org/view/generic/id/33622/title/Impact_may_have_transformed_Mars_ Impact May Have Transformed Mars]". ScienceNews.org.</ref><ref>Ian Sample (26 Haziran 2008). "[http://www.guardian.co.uk/science/2008/jun/26/mars.asteroid?gusrc=rss&feed=science Cataclysmic impact created north-south divide on Mars]". Science @ guardian.co.uk.</ref>
Mars’ın yüzeyi Dünya’dan görünüşle, farklı [[albedo]]’su olan iki tür alana ayrılır. Kızılımsı demiroksit içeren tuz ve kumla kaplı soluk ovalar geçmişte Mars kıtaları olarak yorumlanmış ve bunlara Arabistan Ülkesi (Arabia Terra), Amazon Ovası (Amazonis Planitia) gibi adlar verilmiştir. Koyu renkli oluşumlar ise denizler olarak yorumlanmış ve bunlara ''Mare Erythraeum'', ''Mare Sirenum'' ve ''Aurorae Sinus'' adları verilmiştir. Dünya’dan görünüşe göre en koyu renkli coğrafi oluşum ''Syrtis Major''’dur.<ref> Frommert, H.; Kronberg, C.. "[http://www.seds.org/messier/xtra/Bios/huygens.html Christiaan Huygens]".</ref>
[[Everest]]’in üç misli yüksekliğindeki Olimpos Dağı birçok büyük [[volkan]] içeren dağlık ''Tharsis'' bölgesindeki, yumuşak eğimli bir sönmüş volkandır. Mars aynı zamanda çarpma kraterlerinin gözlemlendiği bir gezegendir; yarıçapı 5 km. ve daha büyük olabilen bu krater oluşumlarının toplam sayısı 43.000 olarak belirlenmiştir.<ref>Wright, Shawn (2003-03-04). "[http://ivis.eps.pitt.edu/projects/MC/ Infrared Analyses of Small Impact Craters on Earth and Mars]". University of Pittsburgh. </ref> En büyükleri hafif bir [[albedo]] oluşumuna sahip, Dünya’dan kolayca görülebilen ''Hellas'' çarpma havzasıdır (''Hellas Planitia'').<ref>"[http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/mars/interior/Martian_global_geology.html Mars Global Geography]". Windows to the Universe.</ref> Hacmi açısından, bir kozmik cismin Dünya’ya oranla daha küçük olan Mars’a çarpma olasılığı, Dünya’ya çarpma olasılığının yarısı kadardır. Bununla birlikte Mars’ın [[asteroit kuşağı]]na daha yakın olması, bu kuşaktan gelen cisimlerle çarpışma olasılığını çok fazla arttırmaktadır. Mars aynı zamanda kısa periyotlu (yörüngeleri [[Jüpiter (gezegen)|Jüpiter]]’e uzanan) [[kuyruklu yıldız]]ların çarpmalarına (veya süpürmelerine) da maruz kalmaktadır. Bununla birlikte Ay’ın yüzeyi ile kıyaslandığında, atmosferi kendisine küçük [[meteor]]lara karşı koruma sağladığından Mars yüzeyinde daha az krater görülür. Bazı kraterler meteor düştüğünde yerin nemli olduğunu gösteren bir morfolojiye sahiptir.
''[[Valles Marineris]]'' adlı ünlü büyük kanyon 4.000 km uzunluğunda ve 200 km genişliğinde olup, 7 km'ye varan bir derinliğe sahiptir. Yani uzunluğu Avrupa’nın uzunluğuna eş olup, gezegenin çevresinin beşte biridir. Büyüklüğünün devasa boyutlarının anlaşılması amacıyla Dünya’daki [[Büyük Kanyon]]'un boyutları göz önüne getirilebilir. (Büyük Kanyon 446 km uzunluğunda ve yaklaşık 2 km derinliğindedir.) Bir başka geniş kanyon olan ''Ma'adim Vallis'' 700 km uzunluğunda, 20 km genişliğinde ve yer yer 2 km derinliğindedir. Bu kanyonun geçmişte bir sıvı su baskınıyla oluştuğu sanılmaktadır.<ref> Lucchitta, B. K.; Rosanova, C. E. (August 26, 2003). "[http://astrogeology.usgs.gov/Projects/VallesMarineris/ Valles Marineris; The Grand Canyon of Mars]". USGS.</ref> 2001 Mars Odyssey robotik uzay gemisindeki kısa adı THEMIS (Thermal Emission Imaging System) olan kamera sayesinde Arsia Mons volkanının yamaçlarında 7 muhtemel mağara girişi saptanmıştır.<ref>G. E. Cushing, T. N. Titus, J. J. Wynne, P. R. Christensen. (2007). "[http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1371.pdf Themis Observes Possible Cave Skylights on Mars]" (PDF). Lunar and Planetary Science XXXVIII.</ref> Bunlar günümüzde “yedi kızkardeşler” adıyla bilinmektedirler.<ref> "[http://www4.nau.edu/insidenau/bumps/2007/3_28_07/mars.htm 'Cave entrances' spotted on Mars]". NAU.</ref> Mağara girişlerinin genişliklerinin 100 m ile 252 m arasında değiştiği sanılmakta ve ışık genellikle mağaraların dibine kadar giremediğinden bu mağaraların yeraltında sanılandan daha derin ve geniş bir halde uzandıkları düşünülmektedir. Bunlar içinden tek istisna dibi görünen Dena adlı mağaradır. Mars’ın kuzey kutbu dairesine ''Planum Boreum'' ve güney kutbu dairesine ''Planum Australe'' adı verilmiştir.
=== Atmosfer ===
[[Dosya:Martian Methane Map.jpg|thumb|left|Kuzey yarımkürenin yaz döneminde Mars atmosferinde saptanan metan gazı izleri-NASA]]
[[Dosya:Mars atmosphere.jpg|thumb|125px|Mars’ın yörüngeden çekilmiş, ufukta görülebilen ince atmosferi.]]
[[Dosya:Iceclouds on Mars.jpg|thumb|125px | Mars Pathfinder tarafından çekilmiş, Mars semalarındaki buz bulutlarının fotoğrafı]].
Mars [[manyetosfer]]ini 4 milyar yıl önce kaybetmiştir. Böylece [[güneş rüzgârı|Güneş rüzgârları]] Mars’ın [[iyonosfer]] tabakasıyla doğrudan etkileşime girerek atmosferi ince halde tutmaktadır. ''Mars Global Surveyor'' ve ''Mars Express''’in her ikisi de, iyonize atmosfer parçacıklarının uzaya sürüklendiklerini saptamışlardır.<ref>Philips, Tony (2001). "[http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast31jan_1.htm The Solar Wind at Mars]". Science@NASA.</ref><ref>R. Lundin, S. Barabash, H. Andersson, M. Holmström, A. Grigoriev, M. Yamauchi, J.-A. Sauvaud, A. Fedorov, E. Budnik, J.-J. Thocaven,2 D. Winningham, R. Frahm, J. Scherrer, J. Sharber, K. Asamura, H. Hayakawa, A. Coates, D. R. Linder, C. Curtis, K. C. Hsieh, B. R. Sandel, M. Grande, M. Carter, D. H. Reading, H. Koskinen, E. Kallio, P. Riihela, W. Schmidt, T. Säles, J. Kozyra, N. Krupp, J. Woch, J. Luhmann, S. McKenna-Lawler, R. Cerulli-Irelli, S. Orsini, M. Maggi, A. Mura, A. Milillo, E. Roelof, D. Williams, S. Livi, P. Brandt, P. Wurz, P. Bochsler (2004). "Solar Wind-Induced Atmospheric Erosion at Mars: First Results from ASPERA-3 on Mars Express". Science 305: 1933–1936. doi:[http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/305/5692/1933 10.1126/science.1101860].[http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/15448263 PMID 15448263.]</ref> Mars atmosferi günümüzde nispeten incedir. Yüzeydeki atmosfer basıncı gezegenin en yüksek kısmında saptanan 30 [[Pascal (birim)|Pa]] (0.03 kPa) ile en derin kısmında saptanan 1,155 [[Pascal (birim)|Pa]] (1.155 kPa) arasında değişmektedir. Yani ortalama yüzey basıncı 600 Pa’dır (0.6 kPa) ki, bu da Dünya yüzeyinden 35 km. yükseklikte rastlanan basınca eştir. Bir başka deyişle Dünya yüzey basıncının %1’inden daha düşük bir değerdir. Mars’taki düşük yerçekiminden dolayı da atmosferinin "ölçek irtifa"sı (İng. scale height)<ref>[http://en.wikipedia.org/wiki/Scale_height Scale height]</ref> Dünya’nınkinden (6 km.) daha yüksek olup, 11 km.’dir. Mars yüzeyinde yerçekimi Dünya yüzeyindeki [[yerçekimi]]nin %38’i kadardır.
Mars atmosferi % 95 [[karbondioksit]], % 3 [[nitrojen]], % 1,6 [[argon]]dan oluşmakla birlikte, oksijen ve su izleri de taşımaktadır.<ref> David R. Williams (1 Eylül, 2004). "[http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/marsfact.html Mars Fact Sheet]". National Space Science Data Center. NASA.</ref> 1,5 [[mikrometre|µm]] yarıçapındaki toz parçacıklarını içeren atmosferi tümüyle tozludur ki, bu, Mars yüzeyinden bakıldığında Mars gökyüzünün soluk bir turuncu-kahverengimsi renkte (İng. tawny) görülmesine neden olmaktadır.<ref>Lemmon; et al. (2004). "Atmospheric Imaging Results from Mars Rovers". Science 306: 1753–1756. doi:[http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/306/5702/1753 10.1126/science.1104474]. [http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/15576613 PMID 15576613].</ref>
Birçok araştırmacı Mars atmosferinde hacim itibariyle 30 [[Ppm|ppb]] oranında [[metan]]ın varlığını saptamışlardır.<ref>V. Formisano, S. Atreya, T. Encrenaz, N. Ignatiev, M. Giuranna (2004). "Detection of Methane in the Atmosphere of Mars". Science 306: 1758–1761. doi:[http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/306/5702/1753 10.1126/science.1101732]. [http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/15514118 PMID 15514118].</ref><ref> "[http://www.esa.int/esaMI/Mars_Express/SEMZ0B57ESD_0.html Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere]". ESA. March 30, 2004.</ref> Metan [[morötesi]] ışınlarla bozunan ve Mars’ınki gibi bir atmosferde<ref> Martin Baucom (2006). "[http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/49613 Life on Mars?]". American Scientist 94 (2): 119–120.</ref> yaklaşık 340 yılda bozunacak kararsız bir gaz olduğundan, bu, gezegende güncel veya kısa zaman öncesine dek mevcut bir gaz kaynağının varlığını göstermektedir. Buna da ancak volkanik etkinlik, [[kuyruklu yıldız]] çarpmaları ve [[Metanojenler|metanojenik]] [[mikroorganizma]] türleri neden olabilir. Bununla birlikte kısa zaman önce metanın biyolojik olmayan bir süreçle de üretilebileceği görüşü ortaya atılmıştır.<ref>C. Oze, M. Sharma (2005). "Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars". Geophys. Res. Lett. 32: L10203. doi:[http://www.agu.org/pubs/crossref/2005/2005GL022691.shtml 10.1029/2005GL022691.]</ref>
Kutup bölgelerinde kışın sürekli bir karanlık ve yüzeyde dondurucu bir soğuk hakim olur, bu da atmosferin % 25–30 civarındaki kısmının yoğunlaşmasına ve [[karbondioksit]]in “kuru buz” (İng. dry ice)<ref> [http://en.wikipedia.org/wiki/Dry_ice Dry ice]</ref> denilen halde katılaşmasına yol açar.<ref> J. T. Mellon, W. C. Feldman, T. H. Prettyman (2003). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..169..324M The presence and stability of ground ice in the southern hemisphere of Mars]". Icarus 169 (2): 324–340. doi:[http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-4BRTD23-1&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=c323f45132d6981c487202f2ac3899bf 10.1016/j.icarus.2003.10.022.]</ref> Kutuplar kış mevsimi geçip yeniden Güneş ışıklarına maruz kalmaya başladığında, buzlaşmış karbondioksit, hızı saatte 400 km.’ye ulaşan müthiş rüzgarlar yaratarak uçmaya başlar. Bu mevsimlik değişimler, büyük miktarlarda toz ve su buharı taşırlar ve Dünya’dakine benzer kırağı ve "sirüs bulutları"nın (saçakbulut) oluşmasına neden olurlar. Su-buzu bulutlarının fotoğrafı Opportunity tarafından 2004’te çekilmiştir.<ref>"[http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/opportunity/20041213a.html Mars Rovers Spot Water-Clue Mineral, Frost, Clouds]". NASA. December 13, 2004. </ref>
=== İklim ===
[[Dosya:Mars duststorm.jpg|thumb|left||Mars’ın Eylül 2001'deki toz fırtınasından önceki (solda) ve toz fırtınası sırasındaki (sağda) görünümlerinin karşılaştırılması]]
Gezegenler içinde mevsimleri Dünya’nınkilere en çok benzeyen gezegen, rotasyon ekseni eğikliğinin Dünya’nınkine benzer olması nedeniyle, Mars’tır. Bununla birlikte Mars mevsimlerinin süreleri gezegenin Güneş’e daha uzak olması nedeniyle Dünya’nınkilerin iki mislidir ve “Mars yılı”nın süresi de iki Dünya yılı süresi kadardır. Mars’ın yüzey sıcaklıkları kutup kışı sırasındaki −140 °C (133 K) ile yaz sırasındaki 20 °C (293 K) arasında değişir.<ref>Haberle, R. M.; et al. (2001). "[http://www.agu.org/pubs/crossref/2001/2000JE001360.shtml On the possibility of liquid water on present-day Mars]". J. Geophys. Res.. 106(E10), 23,317–23,326. ([http://www.agu.org/login/ abstract], full paper requires purchase or AGU subscription) </ref> Isı farklarının büyük olması, ince atmosferinin Güneş ısısını yeterince depolayamaması, atmosfer basıncının düşük olması ve toprağın ısı kapasitesinin (İng. thermal inertia) düşük olması gibi nedenlerden ileri gelir.<ref>"[http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/surface.html Mars' desert surface...]". MGCM Press release. NASA.</ref>
Mars Dünya’nınki gibi bir yörüngeye sahip olsaydı "eksen eğikliği"nin de benzeşmesi sayesinde, mevsimleri de Dünya’nınkilere daha benzer olacaktı. Bununla birlikte Mars yörüngesinin geniş [[eksantriklik|eksantrikliği]] ilginç bir sonuç sağlamaktadır. Mars, güney [[yarımküre]]de yaz, kuzey yarımkürede kış olduğu zaman [[günberi]]ye yakındır, güney yarımkürede kış, kuzey yarımkürede yaz olduğu zaman da [[günöte]]ye yakındır. Bunun sonucunda da güney yarımkürede mevsimlerin daha aşırı farklar göstermesine karşın kuzey yarımkürede mevsimler olması gerekenden daha yumuşak geçerler. Böylece güneyde 30 °C ‘yi (303 K) bulan yaz sıcaklıkları kuzeydeki yaz sıcaklıklarına kıyasla biraz daha fazladır.<ref>Goodman, Jason C (September 22, 1997). "[http://www.mit.edu/people/goodmanj/terraforming/terraforming.html The Past, Present, and Possible Future of Martian Climate]". MIT.</ref>
[[Dosya:Mars NPArea-PIA00161 modest.jpg|thumb|Mars’ın kuzey kutbu buz bölgesi]]
Mars aynı zamanda [[Güneş Sistemi]]’ndeki en büyük “toz fırtınaları”na<ref>[http://en.wikipedia.org/wiki/Dust_storm Dust storm]</ref> sahne olan gezegendir. Bu toz fırtınaları mahalli bir bölgedeki küçük fırtınalar biçiminde olabildiği gibi, tüm gezegeni kaplar büyüklükteki dev fırtınalar biçiminde de olabilmektedir. Bunlar özellikle Mars Güneş’e en yakın konumuna geldiğinde ve küresel sıcaklığın arttığı hallerde oluşmaya eğilimlidirler.<ref>Philips, Tony (2001-07-16). "[http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast16jul_1.htm Planet Gobbling Dust Storms]". Science @ NASA.</ref>
Kutup dairelerinin her ikisi de esas olarak su buzundan oluşmaktadırlar. Ayrıca yüzeylerinde “kuru buz” da mevcuttur. Katılaşan karbondioksit olan “kuru buz” (İng. dry ice) kuzey kutup dairesinde yalnızca kışın yaklaşık bir metre kalınlıkta bir ince tabaka oluşturacak şekilde birikir; güney kutup dairesine ise bu tabaka kalıcıdır ve kalınlığı 8 m.’yi bulur.<ref>Darling, David. "[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Marspoles.html Mars, polar caps, ENCYCLOPEDIA OF ASTROBIOLOGY, ASTRONOMY, AND SPACEFLIGHT]".</ref> Kuzey kutup dairesinin yarıçapı kuzey yarımkürenin yazı sırasında 1000 km. olup yaklaşık 1.6 milyon <math>km^3</math> buz içerir. (Grönland buz kitlesinin hacmi 2,85 milyon <math>km^3</math>’tür.) Bu buz tabakasının kalınlığı 2 km.’ye ulaşır. Güney kutbu dairesinin yarıçapı ise 350 km. olup, buradaki buz kalınlığı 3 km.’dir.<ref> Phillips, Tony. "[http://science.nasa.gov/headlines/y2003/07aug_southpole.htm Mars is Melting, Science at NASA]".</ref> Buradaki buz kitlesinin hacminin de kuzeydeki kadar olduğu sanılmaktadır.<ref>J. J. Plaut, G. Picardi, A. Safaeinili, A. B. Ivanov, S. M. Milkovich, A. Cicchetti, W. Kofman, J. Mouginot, W. M. Farrell, R. J. Phillips, S. M. Clifford, A. Frigeri, R. Orosei, C. Federico, I. P. Williams, D. A. Gurnett, E. Nielsen, T. Hagfors, E. Heggy, E. R. Stofan, D. Plettemeier, T. R. Watters, C. J. Leuschen, P. Edenhofer (2007). "Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars". Science 315: 92. doi:[http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/316/5821/92 10.1126/science.1139672]. [http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/17363628 PMID 17363628]. </ref> Her iki kutup dairesinde de diferansiyel güneş ısısından kaynaklandığı sanılan, buzların uçması ve su buharının yoğunlaşması olaylarıyla etkileşim içinde bulunan spiral oluşumlar gözlemlenmiştir.<ref>Pelletier J. D. (2004). "[http://www.gsajournals.org/perlserv/?request=get-abstract&doi=10.1130%2FG20228.2 How do spiral troughs form on Mars?]". Geology 32: 365–367. doi:[http://geology.gsapubs.org/cgi/content/abstract/32/4/365 10.1130/G20228.2].</ref><ref>"[http://www.marstoday.com/viewpr.html?pid=13914 MarsToday.Com]". Mars Polar Cap Mysery Solved.</ref> Her iki kutup dairesi de Mars mevsimlerinin ısı dalgalanmalarına bağlı olarak küçülüp büyürler.
== Evrim ==
|
