Mars ve Venüs Hiç Yaşam Barındırdı mı?

Güneş Sistemi oluştuğunda Mars, Venüs ve Dünya ilk 1 milyar yılda yüzeyi okyanuslarla kaplı olan üç gezegendi. Zamanla Dünya’da yaşam belirdi ve gelişti. Venüs ise yüzey sıcaklığı 460 derece ve yüzey basıncı 900 metre derinlikteki deniz tabanına eşit olan bir düdüklü tencere dünyasına dönüştü. Öte yandan Mars kuzey okyanusunu kaybetti, atmosferi 100 kat inceldi, aşırı kurak ve soğuk bir çöle dönüştü. Dünya’da yaşamın nasıl oluştuğu ve insanların nasıl ortaya çıktığını anlattım. Şimdi Mars ve Venüs’te neyin yanlış gittiğini görelim; çünkü Dünya’nın küresel ısınmayla 300 yıl içinde ikinci Venüs’e dönüşmesini önlemek istiyorsak iki gezegene neler olduğunu anlamak zorundayız.

Gezegen öncesi disk

Gezegenlerin kaderi onlardan önce gelen gezegen öncesi diskte belirlenir. Gezegen öncesi gaz ve toz diski gezegenlerin ham maddesini içerir ve dolayısıyla kimyasal yapısını belirler. Örneğin ne kadar su, karbon, silisyum ve demir içerdikleri gaz diskine bağlıdır. Aynı zamanda diskle aynı ham maddeden yapılan güneşe… Ne de olsa bir gezegenin yaşama uygun olması için güneşe ne çok yakın ne de çok uzak olması gerekir. Aksi takdirde okyanuslar buharlaşır veya donar. Bu mesafe, yani yaşanabilir bölge ya da kuşak güneşin sıcaklığına bağlıdır.

Güneşimiz için bu bölge Venüs ve Mars yörüngesi arasındadır. Kuşağın tam ortasında Dünya yer alır. Venüs Güneş’e çok yakın olduğu için yaşanmaz bir gezegene dönüştü. Diğer yandan Mars Güneş’e çok uzak değildi ve kızıl gezegende başka şeyler ters gitti. Bunun için gezegenlerin nasıl oluştuğunu kısaca görelim. Gezegen öncesi diskte Dünya benzeri kayalık gezegenler, Jüpiter benzeri gaz devleri ve Neptün benzeri buz devleri oluşabilir. Bu da gaz diski üzerinde gezegenlerin oluştuğu bölgenin güneşe ne kadar uzak olduğu ve elbette diskin kimyasal bileşimine bağlıdır. Bizim açımızdan üç parametre önemlidir:

İlgili yazı: Kodlama İçin En Gerekli 16 Programlama Dili

 

Mars ve Venüs oluşuyor

• Kurum çizgisi: Gezegen öncesi disk karbon içeriyorsa bu bölgenin içinde yaşamın yapıtaşı olan karbon içeren moleküller, örneğin polisiklik aromatik hidrokarbonlar yüksek sıcaklık nedeniyle hiç oluşmayacak veya yok olacaktır. Güneşe en yakın yörüngelerde yalnızca metaller ve Merkür gibi kavruk kayalık gezegenler yer alabilir.
• Yaşama uygun bölge: Ne çok sıcak ne de çok soğuk olan bu bölgede organik moleküller yaşamı doğuracak kadar boldur. Gezegenlerin yüzeyinde sıvı su mevcuttur ama amonyak buzu, karbondioksit buzu (Mars kutuplarındaki kuru buz) ve azot buzu yer almaz.
• Kar çizgisi: Bu bölgedeki gezegenlerde Dünya’da sıvı ve gaz olarak bulunan elementler buzla kar olarak mevcuttur. Güneşimiz kadar sıcak ve parlak bir yıldız için bugün buz çizgisi 1,4 milyar km uzakta yer alır. Oysa eskiden Güneş küçük ve soluk bir yıldızdı. Kar çizgisi de daha yakındı.

Her durumda kurum çizgisinde Merkür, yaşanabilir bölgede Venüs, Dünya, Mars, ucundan azıcık Jüpiter ve kar çizgisinde Satürn, özellikle de Uranüs’le Neptün yer alıyor. Bu gezegenler gaz veya buz devi olmasına göre büyük miktarda hidrojen, helyum veya amonyak ve azot içeriyor. Son olarak güneş sistemi oluşurken ön gezegenler ve gezegenimsiler yerçekimsel etkileşime girer. Bir kısmı güneşe veya uzaya savrularak kaybolur. Bir kısmı çarpışarak yok olur ya da Dünya’da olduğu gibi birleşip daha büyük bir gezegen oluşturur. Sonunda güneş sistemi dengesini bulur ve gezegen sayısı sabitlenir. Mars ve Venüs bu erken aşamada tıpkı Dünya gibi yaşama uygundu:

İlgili yazı: Gerçek Adem: ilk insan ne zaman yaşadı?

 

Kuyrukluyıldızlar, Mars ve Venüs

Güneş sisteminin en dışındaki buzlu maddeler güneşin yerçekiminin zayıf olması nedeniyle yıldız sistemini küresel bir bulut olarak sarar. Bunun bizdeki karşılığı Oort Bulutu’dur. Dış gezegenlerin ötesinde asteroit ve kuyrukluyıldızlardan oluşan, aynı zamanda cüce gezegenler içeren bir disk yer alır. Bizdeki karşılığı cüce gezegen Plüton’un da yer aldığı Kuiper Kuşağı’dır. İç gezegenlerle dış gezegenler arasında ise başlangıçta kuyrukluyıldız içeren ayrı bir disk var. Bu diskteki uzay kayaları zamanla kuruyarak (nedenini anlatacağım) asteroitlere dönüşür. Bizdeki karşılığı Asteroit Kuşağı’dır.

Bu bağlamda Mars ve Venüs gezegenlerinin suyu antik asteroit kuşağından gelmiştir. Bu kuyrukluyıldızlar Dünya dahil, iç gezegenlerdeki suyun üçte birini getirmiştir. Peki Mars ve Venüs gezegenlerine ne oldu da başlangıçta sahip olduğu okyanusları, ılıman iklimi kaybettiler? Venüs neden yüksek basınçlı ve aşırı sıcak bir düdüklü tencere dünyasına dönüştü? Mars atmosferini nasıl kaybetti ve yüzey okyanusları buharlaştı? Peki neden Dünya’ya bir şey olmadı? İlk faktör yörüngelerdir:

1) Mars’ın Güneş’e uzaklığı Dünya’nın 1,5 katı ve Venüs’ün uzaklığı da yüzde 72’sidir. 2) Mars’ın kendi çevresinde dönüş süresi yaklaşık 24 saat ama Venüs günleri 200 Dünya gününden uzundur. 3) Venüs Dünya’nın yüzde 95’i büyüklüğünde olup yüzde 81’i kadar ağırdır. Mars yarısı büyüklüğünde olup yüzde 38’i kadar ağırdır. Bu üç ana faktör Mars ve Venüs için farklı kombinlerde farklı gelecekler doğurmuştur.

İlgili yazı: Düz Dünya Teorisini Çürüten 12 Kanıt

 

Mars ve Venüs üzerinde yaşam

Yaşam dengeli gezegenler ister ve bütün gezegenler kütlesiyle sıcaklığına bağlı olarak kısa sürede belirli bir dengeye erişir. Sonuçta yörüngeleri ve güneşe uzaklığı sabitlenir. Oysa bu dengeyi bozan bir afet varsa gezegenler yaşama düşman olacaktır. Yapılan araştırmalara göre Venüs en azından 2 milyar yaşına dek okyanuslarla kaplıydı. Oysa Güneş de genç ve soluk bir yıldızdı. Zamanla yaşlanmaya ve sıcaklığı artmaya başladı. Bu da yaşama uygun bölgenin Güneş’e en yakın iç kenarında dönen Venüs’te felakete yol açtı. Nitekim Venüs Dünya’dan iki kat fazla ışık, ısı ve enerji alıyor.

Bu durum Venüs’ün yüzey sıcaklığının artmasına neden oldu. Okyanuslar gittikçe ısınırken kısmi buharlaşma devreye girdi ki su buharı karbondioksitten yüzde 60 daha etkili bir sera gazıdır. Ortalama sıcaklık artarken kireçtaşı katmanları ve okyanuslarda bulunan karbondioksit de havaya karışmaya başladı. Böylece küresel ısınma kaçış etkisi başladı. Venüs önce karbondioksit artışı yüzünden bulut örtüsünü yitirdi. Bu da tüm gezegenin çıplak güneşte kalmasına yol açtı. Ortalama sıcaklık 100 dereceye ulaştığında ise okyanuslar hızla buharlaştı.

Su buharı ve karbondioksit yerkabuğundan daha çok karbondioksit salınmasına neden oldu. Sonunda gezegenin ortalama sıcaklığı 300 dereceyi buldu. Güneş rüzgarı ve morötesi ışınlar su buharını parçaladı. Hafif hidrojen uzaya kaçtı ve ağır oksijen karbonla birleşip daha çok karbondioksit üretti. Geri kalanı yüzeye çöktü. Böylece Venüs tek bir su damlası bile içermeyen 460 derece sıcaklıktaki bir cehenneme dönüştü. Artık sülfürik asit buharıyla dolu kalın atmosferi gezegen yüzeyini gözlerden gizliyor. Pek ya Mars’a ne oldu? Mars atmosferini ve okyanuslarını neden yitirdi?

İlgili yazı: Zamanda Yolculuk Etmenin 9 Sıra Dışı Yolu

 

Mars ve Venüs nasıl kurudu?

Mars 1,5 milyar yaşına dek büyük bir kuzey okyanusu, göller ve denizlerle kaplıydı ama Mars’ın varoluş problemleri vardı. Bir kere yerçekimi zayıftı ve kalın atmosferini tutması zordu. Güneş ısındıkça atmosferi genleşti. Güneş rüzgarı şiddetini artırarak zaten genleşen atmosferi parçalamaya, tüketmeye ve uzaya üflemeye başladı. İkincisi Mars küçük ve hafif bir dünyadır. Bu yüzden manyetik alan üretecek sıvı çekirdeği hızla soğuyarak katılaşmıştır. Çekirdek katılaşınca dönmesi ve dolayısıyla dinamo etkisi durdu. Mars’ın manyetik alanı yok oldu ve atmosfer korumasız kaldı.

Güneş rüzgarı atmosferi inceltti ve atmosfer incelirken Mars ısınmayı sürdürdü. Bu da suyun sıcaktan ziyade düşük basınç nedeniyle buharlaşmasına yol açtı. Güneş rüzgarı ve morötesi ışınlar Mars suyunu da parçaladı. Hidrojen uzaya kaçarken oksijen yere çöktü gezegenin yüksek oranda metal içeren kabuğunu paslandırdı. İlk araştırmalara göre Mars içerdiği suyun yüzde 70-80’i 1,5 milyar yılda kaybetti.

Geri kalan su yeraltında kar, buz, aşırı tuzlu–çamurlu su, yeraltı gölleri ve kutuplarda buz takkeleri olarak saklandı. Bugün Mars’ta ancak Akdeniz kadar su var. Oysa yeni bir araştırmaya göre Mars özgün su rezervlerinin sadece yüzde 1’ini kaybetti. Dünyamızın bile özgün suyunun yüzde 25’ini yitirdiğini düşünürsek bu sorun değil. Öyleyse Mars’ın kayıp okyanusu nereye gitti?

Mars ve Venüs üzerinde okyanus aramak

Bunun için Mars’ın eskiden ne kadar su içerdiğini nasıl ölçtüğümüze bakalım. Bu konuda suyun bileşeni olan hidrojene, daha doğrusu onun bir izotopuna bakıyoruz: Döteryum… Döteryum fazladan bir nötron içeren hidrojen atomudur. Döteryum içeren suya ağır su denir. Mars’ın eskiden ne kadar su içerdiğini anlamak için atmosferdeki döteryum oranını ölçeriz. Hidrojene karşı ne kadar döteryum olduğuna bakarız. Bir kez 4 milyar yıl önceki su oranını saptayınca bugüne dek Mars’ın ne hızda ne kadar su kaybettiğini de görürüz. Sorun şu ki sayılar uyuşmuyor:

İlgili yazı: 5 Soruda Paralel Evrenler

 

Mars suyunu nasıl korudu?

Mars o kadar yavaş su kaybediyor ki bu hızla 4 milyar önceki suyun tamamını kaybetmesi 3-4 milyar yıl sürer. Kısacası Mars’ta tahminimizden çok daha fazla su olması mümkün. Öte yandan Mars atmosferi Dünya’nın yüzde 1’i inceliğinde ve yüzeyinde okyanuslar yoktur. Oysa Mars suyunun akıbetini Dünya’daki suya bakarak ortaya çıkarabiliriz. Dünya’da kıtaların kayması nedeniyle yerkabuğu okyanus sularıyla birlikte yeraltına batıyor. Suyun tekrar yüzeye çıkması 1 milyar yıl sürebiliyor. Suyun bir kısmı ıslak kil ve diğer hidratlar halinde yerkabuğunda kalıyor. Zamanla yanardağ püskürmeleriyle yüzeye çıkıyor.

Bilim insanları Mars çekirdeği katılaşmadan önce gezegende kıtaların kayması olduğunu ve tektonik faaliyetler neticesinde suyun yeraltına indiğini söylüyor. Bu durumda su incelen atmosferin zararlı etkilerinden, yani buharlaşmaktan kurtulmuş demektir. Tabii Mars çekirdeği katılaşınca eski okyanus suyu da yeraltındaki hidrat bileşiklerinde hapis kaldı. Bir daha da dışarı çıkamadı. Mars’ın yüzey buzları üzerinden su yitirme hızını biliyoruz. Buna karşın geçmişte ne kadar hızlı su kaybettiğini bilmiyoruz.

Yine de Mars sularla kaplıyken daha hızlı su yitirmiş olmalı. Buna göre kızıl gezegen özgün suyunun yüzde 30 ila 99’unu saklamıştır. Bu da eski tahminlerden çok daha yüksek bir oran. Mars’ta yeraltında ne kadar çok su varsa insanların kızıl gezegene yerleşmesi de o kadar kolay olacaktır. Böylelikle Mars ve Venüs’ün ne hızda su kaybettiğini gördük. Aynı zamanda bunun Güneş’e yakınlık kadar atmosferin ne kadar kalın olduğuna ve gezegenin kütlesine bağlı olduğunu da anladık. Sonuçta Mars ve Venüs eskiden yaşama uygundu. Belki de bakteri yaşamı Venüs atmosferinde 60 km irtifada ve Mars’ta yeraltında varlığını sürdürüyor.

Uzaya yerleşmek için Mars ve Venüs

Peki Mars ve Venüs’ü Dünyalaştırmak için ne yapabiliriz? Mars’ı yapay küresel ısınmayla ısıtmak ve atmosferini kalınlaştırmak için yeterince karbondioksit var mı? Onu da şimdi okuyabilir, Venüs’te saptanan fosfin gazı yaşam belirtisi mi diye sorabilir ve Mars yerine önce Venüs’e mi yerleşsek diye merak edebilirsiniz. Mars’ı Dünyalaştıracak teknoloji Dünya’yı küresel ısınmadan kurtaracak teknolojidir fakat linkte göreceğiniz gibi çok dikkatli olmalıyız. Bilimle ve sağlıcakla kalın. 😊

Mars’ın oluşumu ve okyanusları

¹Long-term drying of Mars by sequestration of ocean-scale volumes of water in the crust