BÖLÜM I EVRENDE VE DÜNYADA ELEMENTLER m. acer

HAFİF ELEMENTLERİN OLUŞUMU Çevremizdeki her şey, bitkiler, hayvanlar, hava, toprak, evimiz, otomobilimiz, dünyamız, yıldızlar ve hatta insanlar, Demokritos‘un “atom” adını verdiği maddenin temel yapı taşlarından oluşmuştur. Çevremizdeki her şeyin yapı taşı olan atomlar nasıl ortaya çıkmıştır?

Boşluk: Hiçbir maddenin ve enerjinin bulunmadığı, içinde evrenin genişlediği sonsuz, varsayımsal mekana boşluk denir. Uzay: Gök cisimleri arasında yer alan madde ve enerji bakımından seyreltik bölgeye uzay denir. Uzam: Sınırları belli uzay parçasına da uzam denir.

Bilim insanlarının evrenin oluşumu ile ilgili öne sürdükleri teoriye büyük patlama teorisi ( Big Bang Theory ) adı verilmiştir. Bu teori, evrendeki madde ve enerjinin birlikte, yaklaşık 13,7 milyar yıl önce çok dar bir uzama hapsedilmiş halde olduğu varsayımını ileri sürüyor.

Bu varsayıma işaret eden bulgular şunlardır; Gök adalarının birbirinden sürekli uzaklaşması Merkezden daha uzak gök adalarının uzaklaşma hızlarının daha yüksek olması Uzayın görünürde boş bölgelerinden mikrodalga ışınlarının yayılıyor olması Uzayın her doğrultusunda birim hacim içine düşen kütle yoğunluğunun yaklaşık aynı kalması

Genişleyen evren teorisine göre evren yoğun bir durumdayken günümüzdeki halini almıştır. Bu genişleme hareketinin şiddetine gönderme yaptığı için “büyük patlama “ terimi kullanılmaya başlanmıştır. Bu terimi ilk olarak 1950 yılında bir radyo programında, durağan evren modelinin savunucularından Fred Hoyle rakip olarak gördüğü genişleyen evren teorisi ile alay etmek için kullanmıştır. Büyük patlama terimi özel bir yerdeki patlamayı kastetmemektedir. Büyük patlamayla elementlerin nasıl oluştuğunu kısaca özetleyelim;

Patlamadan 10 – 43 .saniyeye kadar geçen süre Planck Zamanı olarak adlandırılır. 10-43.saniyeden 10-32.saniyeye kadar evren aşırı derece de genişledi. Bu dönemde evren bir atom boyutundan bir portakal boyutuna ulaştı. Ortamda temel parçacıklar ( kuarklar, leptonlar, gluonlar… ) vardı. 10-32.saniyeden 10-6.saniyeye kadar geçen süre ön büyüme evresiydi. Genişleme nedeniyle sıcaklık 1027 oC ’a kadar düşmüştü. Ancak evren hala çok sıcaktı ve elektron, kuark ve diğer parçalardan oluşmuş kaynayan bir çorbaya benzemekteydi.

10-6.saniyede hızlı bir soğuma evresi başladı ve sıcaklık 1013 oC a kadar düştü. Böylece kuarklar proton ve nötronları oluşturabildi. Ancak bu aşamada evrenin büyük bir kısmı hala foton ağırlıklıydı. Çok yüksek enerjiye sahip bu fotonlar çarpıştıklarında, pozitron elektron çiftleri üretiyorlardı.

Bu aşamada nötronlar; proton, elektron ve anti nötronlara parçalandı. n → p + e - + Ve veya 01n → 11H + -10e + Ve Ve = kütlesi çok küçük, yüksüz nötrino Bu tepkime sonunda ilk hidrojen çekirdeği ortaya çıktı. Bu çekirdekler, daha sonra döteryum çekirdeklerini oluşturdu. Ama oluşan çekirdekler karasız olduğu için izleyen çarpışmalar sonucunda hemen parçalandı.

3 dakika 2.saniyede, yaklaşık her 7 protona karşılık 1 nötron bulunuyordu. 3 dakika 46.saniyede sıcaklığın düşmesi ile döteryum (12H) çekirdeklerinin kararlılığı arttı. Oluşan nötronların hemen hepsi protonlarla birleşerek döteryum oluşturmaya başladı. 11H + 01n → 12H + Gama Işını

Evrendeki hidrojen bolluğu bu tepkimenin geri yönde daha hızlı olmasından kaynaklandığı için bu tepkime sınırlayıcı bir tepkimedir. Döteryumlar ya önce bir protonla kaynaşıp 23He oluşturduktan sonra nötron yutarak ya da önce nötron yutup 13H oluşturduktan sonra bir protonla kaynaşarak helyum – 4 ( 24He ) çekirdeklerini oluşturmaya başladılar. 12H + 11H → 23He + γ 23He + 01n → 24He + γ 12H + 01n → 13H + γ 13H + 11H → 24He + γ

Evren bu aşamada kütlece 0,75 oranında 11H ve 0,25 oranında 24He çekirdeklerinden oluşmaktaydı. 12H çekirdeklerinden bazıları 24He çekirdekleriyle birleşerek kararlı olan 36Li çekirdeklerine veya nötron yutarak kararsız tirityumlara (13H ) dönüştüler. Bu sırada 24He çekirdeklerinin 23He veya 24H kaynaşması sonucunda az miktarda berilyum–7 veya berilyum–8 çekirdekleri oluştu. Ancak bunlar karasız olduklarından bozundular. Bu aşamada evren çok hızlı soğuduğu için lityumdan daha ağır çekirdekler oluşamadı. Bu çekirdeklerin oluşabilmesi için gereken basınç ve sıcaklığı sağlayacak ortama ihtiyaç vardı.

Büyük patlamadan 300. 000 yıl sonra sıcaklık 10. 000 oC ‘a düştü Büyük patlamadan 300.000 yıl sonra sıcaklık 10.000 oC ‘a düştü. Elektronlar, proton ve nötronlarla bir araya gelerek atomları oluşturdu. Büyük patlama teorisine göre evrenin ilk hızlı genişleme ve soğuma dakikalarındaki nükleer süreçlerde hafif elementler (H, He, Li) oluşmuştur. Günümüzde hidrojen ve helyumun evrendeki oranı, yapılan teorik hesaplamalara göre büyük patlamadan sonra oluşan ve günümüze kadar kalması gereken hidrojen ve helyum oranıyla uyumludur.

AĞIR ELEMENTLERİN OLUŞUMU Büyük patlamadan 1 milyar yıl sonra evrenin sıcaklığı oldukça düştü ( - 200 oC ). Hidrojen ve helyum gazları arasındaki kütle çekimi sayesinde dev bulutlar oluştu. Dev bulutlar, gök adaları; daha küçük gaz yığınları ise; kütlesi güneşin kütlesinden 10 ila yüzlerce kat büyüklükteki ilk yıldızları oluşturdu. İlk yıldızlardaki hidrojen atomu çekirdekleri, nükleer füzyon tepkimeleri (yüksek basınç ve sıcaklığın etkisi) sayesinde birbiriyle kaynaşarak helyuma dönüştü.

İlk yıldızların helyumdan daha ağır çekirdekleri oluşturamadan büyük patlamalarla dağıldığı sanılmaktadır. Bu patlamalarda ortaya çıkan sıcaklık ve basıncın çok yüksek olması hidrojen ve helyumdan daha ağır çekirdeklerin oluşmasını sağladı. Fakat bu şekilde oluşan ağır çekirdeklerin miktarı çok azdı. Bu ağır çekirdekler ikinci nesil yıldızların kimyasal bileşiminde rol oynadılarsa da evrendeki elementlerin bolluk oranları çok fazla etkilenmedi.

Daha sonra yeni yıldızlar ve gezegenler oluştu Daha sonra yeni yıldızlar ve gezegenler oluştu. İkinci nesil yıldızların sayısı ilk yıldızların sayısına göre daha fazlaydı. İkinci nesil yıldızlarda az da olsa ağır elementlerin bulunması merkezlerindeki sıcaklığın 100.000.000 oC ‘un üzerine çıkmasını sağladı. Bu sıcaklık bir dizi nükleer füzyon tepkimesi için gerekli şartı sağlamış oldu.

Yıldızın yaşı ilerledikçe merkezindeki basınç ve sıcaklık yükselir Yıldızın yaşı ilerledikçe merkezindeki basınç ve sıcaklık yükselir. Sıcaklık 100 milyon kelvine ulaştığında merkezdeki helyum çekirdekleri kaynaşmaya ( 3 helyum çekirdeği ) ve karbon çekirdekleri oluşmaya başlar. İç katmanda üretilen karbon çekirdekleri, daha ağır olduklarından daha iç katmana doğru ilerler. Sıcaklık arttıkça karbonlar, helyumlarla aşağıda gösterildiği gibi nükleer füzyon tepkimesiyle oksijen üretmeye başlar. Böylece yıldız bir soğan gibi benzer katmanlı bir yapıya bürünür. 612C + 24He → 816O + γ

Düşük enerjili yıldızlarda küçük atom numaralı çekirdekler, yüksek enerjili yıldızlarda ise daha büyük atom numaralı ( karbon, oksijen ) çekirdekler füzyona uğrar. Yıldızdaki çoğu çekirdek demire dönüştüğünde demirin füzyonu için gerekli yüksek enerji sağlanamadığı için yıldız, kütlesine göre bir beyaz cüceye, kızıl deve veya kara deliğe dönüşür.

Atom numarası 26 ‘ya kadar olan elementler yıldızların içinde oluşur Atom numarası 26 ‘ya kadar olan elementler yıldızların içinde oluşur. Bu elementler yıldızlarda gerçekleşen nükleer füzyon ürünleridir. Ancak atom numarası 26 ‘dan büyük elementler yıldızlarda oluşamaması demir elementinin en kararlı çekirdeğe sahip oluşuyla açıklanabilir. Bu kararlılık nükleon başına bağlanma enerjisi ile ilgilidir.

Büyük kütleli yıldızlar yakıtlarını daha hızlı tükettiklerinden daha kısa yaşarlar ama daha parlaktırlar. Kısa süren parlak yaşamları süpernova patlamaları ile sona erer. Yıldız yakıtını tüketince soğumaya başlar. Yanmış bir evin çatısının çökmesi gibi yıldızın dış tabakası çöker. Bu çökme çok büyük şok dalgaları yaratır ve yıldızın büzülmüş olan dış tabakası büyük bir patlama ile uzaya dağılır. Bu patlamaya süpernova patlaması denir.

Bilim insanları, yıldızların içinde gerçekleşen olayları gözlemleyerek yaşamı oluşturan elementlerin nasıl ortaya çıktığını anlamaya çalışıyorlar. Evrendeki atomların büyük bir kısmı ( hidrojen ) büyük patlamanın kısa bir süre sonrasında bir kısmı ise yıldızlarda ( karbon, oksijen, demir ) oluşmuştur. Evrende bulunan daha ağır elementlerin ( iyot, molibden… ) oluşabilmesi için yıldızlardaki koşullardan daha fazlası gerekir. Bu koşullar ancak çok büyük kütleli yıldızlar parçalandığında ( süpernova patlaması) ortaya çıkar.

Süpernova patlamalarında çekirdek, yoğun bir nötron bombardımanına uğrar. Bunun sonucunda çekirdek yakaladığı nötronlarla daha ağır bir izotopa dönüşür. 4298Mo + 01n → 4299Mo + γ

Daha sonra çekirdek β ( beta ) parçacığı (e- ) fırlatır Daha sonra çekirdek β ( beta ) parçacığı (e- ) fırlatır. β (beta) bozunmasına uğrayan çekirdeğin kütle numarası değişmezken atom numarası 1 artar. Böylece yeni bir element oluşur. 4299Mo → 4399Tc + γ Oluşan yeni element başka bir nötron yakalayabilir ve daha ağır çekirdekler oluşur. Kısacası süpernova patlamaları ile ağır çekirdekler nötron bombardımanına ve beta bozunmasına uğrayarak daha ağır çekirdekleri oluştururlar.

KAZANIM Yer kabuğundaki element bolluk oranları ile dünyanın kozmik geçmişi arasında ilişki kurar.

ELEMENTLERİN BOLLUK ORANLARI Yıldızların yaşı ilerledikçe o yıldızdaki elementlerin bolluk oranları artar. Dünyadaki elementlerin bolluk oranları da düşünüldüğünde dünyamızın nasıl bir kozmik geçmişe sahip olduğu anlaşılacaktır.

Element Atom No Evrendeki % Dünyadaki % Hidrojen 1 91 0,14 Helyum 2 9 * Karbon 6 0,02 0,03 Azot 7 0,04 Oksijen 8 0,06 47 Sodyum 11 2,8 Magnezyum 12 2,1 Alüminyum 13 8,1 Silisyum 14 27,7 Fosfor 15 0,07 Kükürt 16 Klor 17 0,01 Potasyum 19 2,6 Kalsiyum 20 3,6 Demir 26 5,0

Evrenin ve dünyanın element bileşimleri farklıdır Evrenin ve dünyanın element bileşimleri farklıdır. Bu farklılığın nedeni elementlerin oluşum süreci ile ilgilidir. Elementler nükleer füzyon tepkimeleri ile oluşmaktadır. Füzyon tepkimelerinin gerçekleşebilmesi için yüksek sıcaklık ve basınca ihtiyaç vardır. Bu şartlar yıldız büyüklüğünde gök cisimlerinin merkezlerinde gerçekleşir. Dünyadaki elementler ve bu elementlerin bolluk oranları dikkate alınarak geliştirilen teorilere göre güneş sistemimiz, dolayısıyla dünyamız ömrünü tamamlamış bir yıldızın kalıntılarından oluşmuştur.

Ömrünü tamamlamış yıldızın dağılmış artıkları, yıldızlar arası toz ve gaz bulutunun kütle çekimi etkisiyle bir merkez etrafında dönerek gittikçe yoğunlaşmış ve güneş sistemimiz oluşmuştur. Merkezde yoğunlaşan çoğunlukla hidrojen helyum molekülleri, Güneş’i oluşturmaya başlamış, çevresinde ise gezegenler oluşmuştur.

Dünyadaki oksijen, silisyum, alüminyum ve demir elementlerinin bolluk yüzdesi evrendeki oksijen, silisyum, alüminyum ve demir elementlerinin bolluk yüzdesinden daha fazladır. Bunun nedeni kararlılık kuşağı ile açıklanabilir. Dünyada yaşam için uygun koşullar oluşması sonrasında özellikle bitkilerin ve yaptıkları fotosentez ile atmosferin yapısal bileşimi önemli oranda değişmiş ve oksijen oranı yükselmiştir.

KAZANIM Yer kabuğunda yüksek oranda bulunan bileşiklerin oluşumunu elementlerin bolluk oranları ile ilişkilendirir.

YER KABUĞUNDAKİ BİLEŞİKLER Dünyada en bol bulunan ilk 3 element oksijen ( % 47 ), silisyum ( % 27,7 ) ve alüminyum ( % 8,1 ) dur. Bu elementler genellikle yeryüzünde silikat, oksit ve alüminasilikat halindedir. Örneğin yeryüzündeki oksijen ve alüminyum bol miktarda alüminyum oksit ( Al2O3 ) bileşiği halinde bulunur. Alüminyum oksit de yer kabuğunda oksit tipi kayaçların yapısında bol miktarda vardır.

Yer Kabuğunda Bolluk Oranı Yüksek Elementler Bolluk Oranı Yüksek Elementlerin Yer Kabuğundaki Bileşikleri Alüminyum Alüminyum silikat Demir Demir silikat Kalsiyum Kalsiyum silikat Sodyum Sodyum silikat Magnezyum Magnezyum silikat Potasyum Potasyum silikat

Yer kabuğundaki bolluk oranı yüksek olan silisyum ve oksijenin, bolluk oranı yüksek olan diğer elementlerle oluşturduğu silikatlar yeryüzünde bol bulunan kayaçların yapısında yer alır. Yer kabuğunda silikat, oksit ve alüminasilikat tipi kayaçların bol olması, yer kabuğundaki oksijen, silisyum ve alüminyumun doğal bolluğunun göstergesidir.

ÖRNEK :

ÖRNEK :

ÖRNEK :

ÖRNEK :

ÖRNEK :

ÖRNEK :

ÖRNEK :

ÖRNEK :

ÖRNEK :

ÖRNEK :

ÖRNEK :

ÖRNEK :

ÖRNEK :

ÖRNEK :