ELEMENTLER: Giriş

ELEMENTLER: Giriş  M.Ö. 5. Y.Y’da Yunanlı Filozof Empedocles’e göre her şey dört unsurdan yaratılmıştır: Hava, toprak, ateş ve su.  Aristo da benzer görüştedir. Orta Çağ Avrupasında benimsenen görüşe göre de her şey bu dört unsurun karışımından oluşmuştur.  16. ve 17. YY’da deneysel verilerle bu görüşlere karşı çıkılmaya başlandı ve modern anlamda element kavramı ortaya konuldu. Modern görüşe göre element ve bileşikler arasındaki fark, bileşiklerin uygun kimyasal reaksiyonlarla kendilerini oluşturan elementlere çözülebileceği, fakat elementlerin daha basit maddelere ayrılamayacağıdır. ELEMENTLER: Giriş Elemenetlerin Gelişimi  1789 yılında Lavoisier 30 elementi doğru olarak tanımlamış ve ortaya çıkarmıştır.  19. YY sonunda bu elementlerin listesi 80’i aşmıştır.  Dalton, bütün kimyasal maddelerin atomlardan yapılı olduğunu, elementlerin tek bir çeşit atom içerirken, bileşiklerin birden fazla farklı atom içerdiğini iddia etti.  Bu görüş 20. YY’ın başlarında kısmen değiştirildi. İzotopların keşfi ile birlikte, birçok elementin farklı ağırlıkta, fakat çok yakın kimyasal özelliklere sahip atomların karışımından yapılı oldukları anlaşıldı. Sonuç olarak, her element bir atom numarası ve ağırlığıyla karakterize olur.  Şu andaki bilgilere göre evrenin %99’unun H ve He’dan oluştuğu bilinmektedir. Buna karşın, yer kütlesinin % 99’u Fe, O, Si, Mg, S, Ni, Ca ve Al’ dan oluşmaktadır. ELEMENTLER: Giriş Günümüzde bilinen elementlerin çoğu yeryuvarında ve tüm evrende çok az miktarlarda bulunur. Hatta bir çoğunun bolluk miktarları o derece azdır ki, bunlar önemsiz kirleticiler (impürite) olarak kabul edilirler. Ancak, bolluk derecelerine bakılmaksızın bütün elementler bizler için önemlidir. ÖRNEK:  Se insan hayatı için çok önemlidir  Fe, Si ve Al yapı teknolojisinde  Li gibi diğer bazı elementler ise daha az oranlarda fakat tıp ve pil sanayii gibi çok daha özel alanlarda  Platin katalist olarak !!!; Kemiklerin yerine bağlayıcı olarak  Uranyum ve toryum gibi az bulunan iki nadir element nükleer enerji elde etmede kullanılır.  Altın mücevher olarak kullanılır  Bakır elektrik sanayiinde kullanılır. IA IIA IIIA IVA VA VIA VIIA VIIIA 1 H 1 He 2 2 Li 3 Be 4 G E Ç İ Ş M E T A L L E R İ B 5 C 6 N 7 O 8 F 9 Ne 10 3 Na 11 Mg 12 IIIB IVB VB VIB VIIB VIII B IB IIB Al 13 Si 14 P 15 S 16 Cl 17 Ar 18 4 K 19 Ca 20 Sc 21 Ti 22 V 23 Cr 24 Mn 25 Fe 26 Co 27 Ni 28 Cu 29 Zn 30 Ga 31 Ge 32 As 33 Se 34 Br 35 Kr 36 5 Rb 37 Sr 38 Y 39 Zr 40 Nb 41 Mo 42 Tc 43 Ru 44 Rh 45 Pd 46 Ag 47 Cd 48 In 49 Sn 50 Sb 51 Te 52 I 53 Xe 54 6 Cs 55 Ba 56 * 57- Hf 72 Ta 73 W 74 Re 75 Os 76 Ir 77 Pt 78 Au 79 Hg 80 Tl 81 Pb 82 Bi 83 Po 84 At 85 Rn 86 7 Fr 87 Ra 88 ** 89- Rf 104 Db 105 Sg 106 Bh 107 Hs 108 Mt 109 Uun 110 Uuu 111 Uub 112 * Lantanitler (Nadir Top.) La 57 Ce 58 Pr 59 Nd 60 (Pm) 61 Sm 62 Eu 63 Gd 64 Tb 65 Dy 66 Ho 67 Er 68 Tm 69 Yb 70 Lu 71 ** Aktinitler Ac 89 Th 90 Pa 91 U 92 (Np) 93 (Pu) 94 (Am) 95 (Cm) 96 (Bk) 97 (Cf) 98 (E) 99 (Fm) 100 (Md) 101 (No) 102 (Lw) 103 ELEMENTLER: Giriş PERYODİK TABLO ELEMENTLER: Giriş  IA grubu elementler Alkali Metaller olarak bilinirler. Bunlar son derece reaktif metaller olup, doğada element halinde bulunmazlar. Buna karşın bu metalleri içeren bileşikler doğada son derece yaygındır. Bu elementler 1+ yüklü iyonlar oluştururlar. Örnek: ?  Buna karşın IB grubu elementleri (Bakır, Gümüş ve Altın) aktif değildirler. Doğal olarak oluşmuş bileşiklerinden kolaylıkla elde edilebildiklerinden, insanlar tarafından bilinen en eski metallerdendirler. Alkali metallerde olduğu gibi 1+ yüklü iyonlar oluşturmalarına karşın, geçiş metallerindeki gibi farklı yüklü iyonlar da yaparlar.  IIA grubu elementleri toprak alkali metallerdir ve 2+ yüklü iyonlar oluştururlar. Bu metaller, özellikle grubun son iki üyesi (Ba ve Ra) alkali metaller kadar reaktif davranırlar. Örnek: ?  IIB grubu elementleri (Zn, Cd ve Hg) IIA grubu elementlerine göre daha az reaktif olup, komşu IB grubu elementlerinden daha reaktiftirler. ELEMENTLER: Giriş  Boron dışında kalan IIIA grubu elementleri de oldukça reaktiftirler. Al havayla reaksiyona karşı duyarsızdır, fakat bu durum Al metalinin en üst kısmında görülmeyen çok ince bir Alüminyum oksit filminin oluşması ve bu filmin, metalin geri kalan kısmının havayla reaksiyonunu engellemesinden kaynaklanmaktadır. Bu gruba ait elementler 3+ yüklü iyonlar oluştururlar.  IIIB grubu elementleri Sc, Y, La ve Ac’ dur. Bu nedenle Y özellikle lantanidlerle birlikte ele alınır.  IVA grubu elementlerinden karbon (C) ve silisyum (Si) ametal, Germanyum (GE), kalay (Sn) ve kurşun (Pb) ise metaldir. Bu elementler oluşturdukları bileşiklerinde komşu atomlara dört bağla bağlanırlar. Örnek olarak karbon tetraklorür (CCl4 ).  VA grubunda üç ametal (azot, fosfor ve arsenik) ile iki metal (antimon ve bizmut) bulunur. Bu elementler 5+ yüklü iyonlar (N2O5 , PCl5 , AsCl5 ) oluşturdukları gibi, 3- yüklü iyonlar halinde bulundukları nitrit, fosforid ve arsenürler (Ba3As2 ) de oluştururlar. ELEMENTLER: Giriş  Polonyum dışında kalan VIA grubu elementleri tipik olarak ametaldirler. Bunlar kül oluşturan elementler (Yunanca kalkojen) olarak bilinirler. Metallerle oluşturdukları ikili bileşiklerinde 2- değerlikli iyonlar oluştururlar.  VIIA grubu elementlerinin tümü ametaldir ve bunlar tuz oluşturucular anlamına gelen halojenler olarak bilinirler. Bu elementler en reaktif ametallerdir ve bütün metallerle, kendilerini de içeren birçok ametallerle reaksiyon yaparlar. Metallerle oluşturdukları ikili bileşiklerinde 1- yüklü iyonlar oluştururlar.  0 grubu elementleri (VIIIA) soy gazlar olarak bilinirler. Çoğunlukla bileşik yapmaya karşı duyarsız oldukları bilinen bu elementlerden özellikle ksenon, kripton, ve radonun bileşikleri hazırlanabilmiştir.  VIB, VIIB ve VIIIB grubu elementlerinin tümü metaldir. ELEMENTLERİN KÖKENİ Bilinen elementlerin çoğu ilksel evrende yoktur (teorik ve gözlemsel nedenler). Çünkü, büyük patlama teorisine göre kainatın oluşumu o kadar yüksek bir sıcaklık altında başlamıştır ki, bu sıcaklıkta hiç bir çekirdeğin duraylı olması mümkün değildir. Hidrojenin bileşimini oluşturan elektron ve protonlar, evrende oluşan maddelerin ilk duraylı bileşenleridir. Çünkü, 10 milyar yıldan daha fazla bir zaman önce oluşan yıldızlarda hidrojen ve helyum dışındaki bir çok element eksiktir. Dolayısıyla, evrenin oluşumunun ilk aşamalarında sadece bu iki element oluşmuş, diğer elementlerin oluşumu o zamandan beri devam etmektedir. Elementler nereden kaynaklanmaktadır? Evrenin başlangıcında oluşmuş olabilirler, Kainatın oluşumunun ilk safhalarında da oluşmuş olabilirler. Çok daha sonraları, bugün de devam etmekte olan işlemler sonucunda da oluşmuş olabilirler. ELEMENTLERİN KÖKENİ Yıldızlardaki aşırı enerji birikimleri nükleer reaksiyonlara bağlıdır. Yani, hafif elementlerin birleşmesi ile daha ağır elementler oluşurken muazzam bir enerji çıkışı gerçekleşir. Örnek: Güneş Ancak doğada elementlerin farklı bolluk derecelerinde olmaları, elementlerin farklı ortamlarda oluşmuş olabileceğinin göstergesidir. Dötöryum Trityum Helyum Enerji Nötron ELEMENTLERİN KÖKENİ: Evrenin erken devresi Yani, evrenin başlangıçtaki yoğunluğu bugünkünden daha fazladır. Hatta çok öncelerde yoğunluğun sonsuz olduğu bir an olabilir. Bu da evrenin kesin bir başlangıcı olacağını düşündürmektedir. Hubble kanunu ile bu başlangıcın yaklaşık olarak 10-20 milyar yıl arasında olduğu hesap edilmektedir. Hubble Kanunu: Galaksilerin birbirlerinden uzaklaşma hızı, galaksiler arasındaki uzaklıkla doğru orantılıdır. Yani Evren genişlemekte ve Samanyolundan uzaktaki galaksiler daha da uzaklaşmaktadırlar. 1.durum 2.durum 3.durum ELEMENTLERİN KÖKENİ: Evrenin erken devresi Big bang (Büyük Patlama) teorisine göre evrenin oluşumu tahmin edilemeyecek kadar yüksek bir yoğunluk ve sıcaklık altında başlamıştır. ELEMENTLERİN KÖKENİ: Evrenin erken devresi Başlangıcın hemen akabinde sıcaklık yaklaşık 1010 oK dir. Bu sıcaklıkta mevcut parçacıkların kinetik enerjileri çok yüksektir. Bu nedenle, oluşan çekirdekler anında ayrılacağından, bu başlangıç anında hidrojen dışında hiç bir element mevcut olamaz. Başlangıçtan 1 sn sonra proton, elektron, nötron, nutrino ve foton gibi elemanlar yoğunlaşmıştır. Sıcaklık yaklaşık 109 oK seviyesine düştüğünde atomik parçacıkların birleşmesi (füsyon) ve nötron kapma işlemine bağlı olarak daha kompleks çekirdekler oluşabilmeye başladı. ELEMENTLERİN KÖKENİ: Evrenin erken devresi Bir kaç dakika içerisinde gelişebilen reaksiyonlar şunlardır: P + n = 2H +  2H + 2H = 3H + p 2H + 2H = 3He + n 2H + 2H = 3He +  3He + p = 4He +  ELEMENTLERİN KÖKENİ: Evrenin erken devresi Başlangıçtan yaklaşık 1 milyon yıl sonra, madde çekim kuvvetleri altında sıkışıp yıldızları oluşturdu. Radyasyon uzayda kalmaya devam etti ve evren genişledikçe elektromanyetik dalgalar uzaklardaki galaksilerden ışık gibi yayıldı. Ham veri Dipol etkisi çıkarılmış veri Dipol ve galaksi etkisi çıkarılmış veri ELEMENTLERİN KÖKENİ: Evrenin erken devresi Patlamadan beri evren binlerce kat genişlemiş olduğundan, uzaydaki radyasyon şu anda spektrumun mm bölgesinde yer almakta ve 2,7 oK’lik sıcaklığa karşılık gelmektedir. Uzayda galaksiler arasındaki boşlukta bulunan bu radyasyon miktarı büyük patlamanın bir çeşit kozmik ekosu olup, teorinin doğruluğunu ispat eden diğer bir delildir. U ltraviyo le G örünür Kızılö tesi M ikrodalga (M avi) (K ırm ızı) 20000 K 6000 K 3000 K 3 K 10 -7 10 -6 10 -5 10 -4 10 -3 10 -2 D alga Boyu (m ) Enerji Dağılımı (log ölçek) ELEMENTLERİN KÖKENİ: Yıldızların Gelişimi Güneşten yayılan radyasyon 6000 oK’lik sıcaklığa karşılık gelir. Diğer yıldızların yüzeyindeki sıcaklık değerleri 3000 - >20000 oK. Bu sıcaklıklar yıldızların renklerine yansır. Örnek: Güneşten yayılan radyasyon, spektrumun görülebilen kısmında olup bir miktarı da mavi kısma düşer. Yüzey sıcaklığı 3000-4000 K olanlar kırmızı, daha yüksek olanlar (10000 oK) beyaz veya mavimsi görünür. Bu renkler sadece yüzey sıcaklıklarıdır. Yıldızların merkezlerindeki sıcaklıklarsa çok daha yüksektir (107 -109 oK). Mavi Beyaz SÜPER DEVLER BEYAZ CÜCELER Sarı Kırmızı Orionis Spica Vega KIZIL DEVLER Arcturus Antares Deneb Riegel Polaris Güneş Sirius B Sirius Betelgeuse 20 14 10 7 5 3.5 2.5 Etkin Yüzey Sıcaklığı (10 3K) 10 6 10 4 1 10 2 10 -2 10 -4 10 -6 Güneşe orantılı parlaklık ELEMENTLERİN KÖKENİ: Yıldızların Gelişimi Yıldızların dış görünüşlerindeki bir diğer farklılık ta dünyadan uzaklıklarına bağlı olan parlaklıklarıdır. Buna göre yüksek parlaklıktaki soğuk yıldızlar çok büyük; mat görünüşlü sıcak yıldızlarsa küçük olmalıdır. Çünkü herhangi bir kütlenin parlaklığı o kütlenin yüzey alanına ve yüzey sıcaklığına bağlıdır (L=4πR 2T 4 ) Mavi Beyaz SÜPER DEVLER BEYAZ CÜCELER Sarı Kırmızı Orionis Spica Vega KIZIL DEVLER Arcturus Antares Deneb Riegel Polaris Güneş Sirius B Sirius Betelgeuse 20 14 10 7 5 3.5 2.5 Etkin Yüzey Sıcaklığı (10 3K) 10 6 10 4 1 10 2 10 -2 10 -4 10 -6 Güneşe orantılı parlaklık ELEMENTLERİN KÖKENİ: Yıldızların Gelişimi Güneş büyüklüğünde bir yıldız, çekirdeğindeki hidrojen tamamen yanıp helyum yanma işi başladığında genişler ve yakınında bulunan gezegenleri kaplayıp buharlaştırır ve kızıl dev aşamasını yakalar. Güneş için bu işlem yaklaşık 5 milyon yıl daha sürecektir. Daha sonra yıldızın dış katmanları atılarak, yıldız yüksek yoğunluklu, küçük yarıçaplı mat yıldız görünümlü beyaz cüce haline dönüşür ve gittikçe soğuyarak görünüşten kaybolur. Mavi Beyaz SÜPER DEVLER BEYAZ CÜCELER Sarı Kırmızı Orionis Spica Vega KIZIL DEVLER Arcturus Antares Deneb Riegel Polaris Güneş Sirius B Sirius Betelgeuse 20 14 10 7 5 3.5 2.5 Etkin Yüzey Sıcaklığı (10 3K) 10 6 10 4 1 10 2 10 -2 10 -4 10 -6 Güneşe orantılı parlaklık ELEMENTLERİN KÖKENİ: Yıldızların Gelişimi Dünyadan 3 bin ışık yılı uzakta bulunan ve oluşumunu tamamlayıp kaybolma aşamasına girmiş olan Kedi gözü nebulasının Hubble uzay teleskopu ile 31.10.1999 tarihinde çekilmiş bir görüntüsü. Resimde en dış zonda görülen açık renkli halkalar uzaya bırakılmak üzere olan elementlerdir (Nasa, 1999). ELEMENTLERİN KÖKENİ: Yıldızların Gelişimi Yüzey sıcaklığı hala çok yüksek olan, fakat şu anda soğuma aşamasında olan beyaz cüce aşamasına gelmiş yıldızların (dairelerin merkezindeki noktalar) Hubble uzay teleskopu ile 10.10.2000 tarihinde çekilmiş görüntüsü. Soğuma yıldız önce matlaşıp, en sonunda tamamen kayboluncaya kadar devam eder (Nasa, 2000a). ELEMENTLERİN KÖKENİ: Yıldızların Gelişimi Beyaz cüce aşamasına gelmiş olan bir yıldızın (NGC 2440) Hubble teleskopu ile 30.08.2000 tarihinde çekilmiş bir görüntüsü. Artık yıldızın çekirdeğinin çekim gücünün azalması nedeniyle, etrafındaki kabuklar merkezden uzaklaşıp bir örümcek ağı görüntüsüne bürünmüş durumdadır. Hala kısmen parlak bir nokta olarak merkezde yer alan beyaz cüce halindeki yıldız yavaş yavaş soğuyarak matlaşacak ve görüntüden kaybolacaktır (Nasa, 2000b). ELEMENTLERİN KÖKENİ: Yıldızların Gelişimi Daha ağır yıldızlar ise süper devler haline dönüşür. Evrende bulunan ağır elementlerin kaynağı işte bu süper devlerin içerisinde meydana gelen nükleer reaksiyonlardır. Bir çok süper dev yıldızın hayatı süpernova (büyük patlama ve gaz bulutuna dönme) ile sonuçlanır. Bu olay sadece birçok elementin sentezlenmesinde değil, aynı zamanda oluşan elementlerin uzaya yayılmasında da önemli bir rol oynar. Mavi Beyaz SÜPER DEVLER BEYAZ CÜCELER Sarı Kırmızı Orionis Spica Vega KIZIL DEVLER Arcturus Antares Deneb Riegel Polaris Güneş Sirius B Sirius Betelgeuse 20 14 10 7 5 3.5 2.5 Etkin Yüzey Sıcaklığı (10 3K) 10 6 10 4 1 10 2 10 -2 10 -4 10 -6 Güneşe orantılı parlaklık ELEMENTLERİN KÖKENİ: Yıldızların Gelişimi Dünyadan 3 bin ışık yılı uzakta bulunan ve oluşumunu tamamlayıp kaybolma aşamasına girmiş olan Kedi gözü nebulasının Hubble uzay teleskopu ile 31.10.1999 tarihinde çekilmiş bir görüntüsü. Resimde en dış zonda görülen açık renkli halkalar uzaya bırakılmak üzere olan elementlerdir (Nasa, 1999). ELEMENTLERİN KÖKENİ: Hidrojenin Yanması Helyum oluşturmak üzere 4 hidrojen atomunun birleşmesi, oluşacak her atom başına yaklaşık olarak 24 MeV enerji verir. Sıcaklık yaklaşık 107 oK iken oluşacak reaksiyon PPI zinciri olarak bilinen iki protonun birleşmesidir. 1) Güneş'te dört ayrı proton çekirdeği birleşip tek bir helyum oluşturur. (yandaki şekil) 2) Ama bu iki aşamalı bir işlemdir. Önce iki proton birleşir ve "dötron" çekirdeği ortaya çıkar 3) Ancak eğer güçlü nükleer kuvvet birazcık bile daha güçlü olsa, bu kez dötron yerine "di-proton" oluşacaktır. Bu durumda ise, nükleer yapı aniden değişecek ve Güneş birkaç saniye içinde korkunç bir patlama ile havaya uçacaktır. Birkaç dakika sonra ise tüm Dünya korkunç alevlerle yanıp kömürleşecektir. ELEMENTLERİN KÖKENİ: Hidrojenin Yanması Birinci reaksiyon, aynı zamanda  parçalanması ile bir pozitron (e+ ) ve bir nutrino () çıkararak bir protonun bir nötrona dönüşmesini sağlar. Ancak bu reaksiyon (2- 7) son derece yavaş gelişen bir reaksiyondur. Buna karşın iki protonun bağlanarak bir helyum çekirdeğine dönüşmesi daha kolaylıkla gerçekleşebilen bir reaksiyondur: H H H e 1 1 2       H H He  2 1 3    He He He 2 H 3 3 3 1    H H He  1 1 2    ELEMENTLERİN KÖKENİ: Hidrojenin Yanması Bir basamakta helyumun oluşması sağlanabilseydi, yıldızların çekirdeğindeki hidrojenin yanması çok daha kısa bir zaman alacak (bir milyon yıldan daha az bir zamanda) ve gezegenler sisteminin oluşması ve organizmaların oluşması mümkün olmayacaktı. Dolayısıyla, bu reaksiyonlar ve onların gelişebilme şartları, evrende hiç bir şeyin rastgele olmadığını ortaya koyan bir diğer delildir. ELEMENTLERİN KÖKENİ: Hidrojenin Yanması Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojenin çoğu helyuma dönüştüğünde yıldızın çekirdeği büzüşür ve graviteye bağlı olarak oluşan enerji ısıya dönüşür. Bu da çekirdeğin iyice ısınmasına yol açar. Sonunda yıldızın dış katmanları iyice genişlemeye ve yüzey sıcaklığı azalmaya başlar. Bu aşamada yıldız ana sekans içerisinden ayrılıp kızıl devler grubuna geçer. Daha sonra yıldızın çekirdeğinin dış katmanlarında bulunan hidrojen yanar. Buradaki hidrojen de tamamen yandığında yıldız aniden büzülür ve iç kısımlardaki sıcaklık daha da yükselir. Sıcaklık yaklaşık 109 K seviyesine ulaştığında, çekirdekteki He karbon oluşturmak üzere birleşir. He+ He Be 8 4 4 2 4 2  Be+ He C 12 6 4 2 8 4  ELEMENTLERİN KÖKENİ: Hidrojenin Yanması Bu işlemler çekirdekteki He bitene kadar devam eder. He tamamen tükenince, yıldız tekrar büzüşür ve iç sıcaklığı daha da yükselir. Dış kesimler ise genişleyerek soğur. Yıldız oluşumunun bu aşamasında önemli oranda H, He, ve C uzaya atılır. Bu şekilde nükleer reaksiyonlar yıldızın çekirdeğinde devam edebildiği sürece çekirdekte büzülme ve ısınma, çevresinde ise genişleme ve soğuma devam eder. Bu olayı sürdürecek nükleer reaksiyon kalmayınca yıldız soğuyup büzülür ve bir sonraki aşama olan Beyaz Cüceler sınıfına geçer Resim (Solda): Yüzey sıcaklığı hala çok yüksek olan, fakat şu anda soğuma aşamasında olan beyaz cüce aşamasına gelmiş yıldızların (dairelerin merkezindeki noktalar) Hubble uzay teleskopu ile 10.10.2000 tarihinde çekilmiş görüntüsü. Soğuma yıldız önce matlaşıp, en sonunda tamamen kayboluncaya kadar devam eder Resim (Sağda): Beyaz cüce aşamasına gelmiş olan bir yıldızın (NGC 2440) Hubble teleskopu ile 30.08.2000 tarihinde çekilmiş bir görüntüsü. Artık yıldızın çekirdeğinin çekim gücünün azalması nedeniyle, etrafındaki kabuklar merkezden uzaklaşıp bir örümcek ağı görüntüsüne bürünmüş durumdadır. ELEMENTLERİN KÖKENİ: Hidrojenin Yanması ELEMENTLERİN KÖKENİ: Hidrojenin Yanması Eğer kızıl devin kütlesi güneşin kütlesinin 4 ile 8 katı arasında ise yıldız, çekirdeğindeki He’un çoğu tüketildiğinde patlayıp süpernova oluşturur. Bu patlama uzaya H, He, ve C bırakır. Eğer kızıl devin kütlesi güneşin kütlesinin 8 katından fazla ise yıldız büzüşür ve çekirdeğindeki sıcaklık yine yükselir. Bu durumda sıcaklık oksijenin oluşmasını sağlayacak kadar yükselebilir. ELEMENTLERİN KÖKENİ: Hidrojenin Yanması C+ He O 12 4 16  2 12 6 C  M  M + n Na + H Ne + He 20 12 23 12 1 1 23 11 4 2 20 10 g  g 2 O 16 8  S +  S + n P + H Si + He 32 16 32 16 1 1 31 15 4 2 28 14 Si + H S M g+ H Si N e + H M g 3 2 1 6 4 2 2 8 1 4 2 8 1 4 4 2 2 4 1 2 2 4 1 2 4 2 2 0 1 0    e e e      Co Ni+ e N Co + e Si + Si N 56 26 56 27 56 27 56 28 56 28 28 14 28 14 i i Bu tür reaksiyonların gerçekleşebilmesi için gereken sıcaklığa sadece yıldızın çekirdeğinde ulaşılır. Çekirdek etrafında ise daha hafif elementlerin yer aldığı katmanlar bulunur. Böylece en dışta kalan katmanlarda hala yanmamış H, daha içeride H’in yanmasıyla oluşan He katmanı, daha içeride He’un yanmasıyla oluşan C ve O katmanı bulunur. % 40 % 20 % 20 % 10 % 10 H, He He C, O, Ne, Mg Si, S, Cl, Ar, , Ca Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni ELEMENTLERİN KÖKENİ: Hidrojenin Yanması Bu düzene Hidrostatik Yanma denir Elementlerin oluşturulmasında şu ana kadar verilen reaksiyonların düzenli bir şekilde oluştuğu kabul edildi. Bu düzene Hidrostatik Yanma veya Denge denir. Nükleer reaksiyonlar arttıkça çekirdekteki sıcaklık hızla yükselecek, yükselen sıcaklık reaksiyonları daha da hızlandıracak, böylece sıcaklık yine artacak... Bu dönüşüm, yıldızın bir patlama ile yok olmasına yol açar. Bazen yıldızın gelişimindeki bu denge çeşitli nedenlerden dolayı gerçekleşmeyebilir. Bu durumda: 1) Yıldız, çekirdeğinin çekim gücünün azalması nedeniyle, etrafında bulunan katmanları tutamayıp uzayın boşluğuna bırakır. 2) Yıldızın çekirdeğinde açığa çıkan enerji miktarında periyodik değişimler görülür. 3) Patlayıcı bir yanma (süpernova) gerçekleşir. ELEMENTLERİN KÖKENİ: Süpernova Sıcaklık yaklaşık 3*109 oK olduğunda yıldızın çekirdeği dengeye girerek, artık nükleer reaksiyonlar oluşturamayacak hale gelir. Dolayısıyla yıldızın gelişimini sağlayan enerji kaynağı kesilmiş olur. Patlama işlemi, daha fazla sıkıştırılamayacak kadar yoğun olan sıkışık olarak paketlenmiş nötronlardan oluşan bir çekirdeğin oluşmasıyla (nötron yıldızı veya pulsar)sonuçlanır. Yıldızın çekirdeğinde büzülme ve buna bağlı olarak da sıcaklığında yükselme devam eder. Bu daha yüksek sıcaklık şartlarında çekirdekteki denge hafif çekirdeklerin oluşumu yönünde bozulur ve (, ), (, n) ve (, p) gibi endotermik reaksiyonlar gelişmeye başlar. Bu şekilde sıcaklığın emilmesi, graviteye bağlı büzülmenin artmasına yol açarak, yıldızın çekirdeğindeki sıcaklığı daha da artırır. Bu zincir, parçalanma işini hızlandırarak milyonlarca yılda oluşan elementlerin birkaç sn içerisinde yok olup uzaya dağıtılmasına neden olur. ELEMENTLERİN KÖKENİ: Süpernova Orta büyüklükte kütleli yıldızların patlaması (süpernova) sonucunda nötron yıldızları oluşur. Çok daha büyük kütleli yıldızların patlaması sonucunda ise kara delikler oluşur. Kara delik, büyük bir yıldızın dış katmanlarının gravitesel olarak (büzüşme nedeniyle) çekirdek üzerine doğru çekilmesiyle oluşan son derece yoğun kütlelerdir. . Dışta kalan katmanlar uzaya atılır. Böylece, patlama sonucunda çekirdekte oluşmuş olan Fe, çoğunlukla 56Ni olarak serbest kalır. Uzaya atılan bu 56Ni önce bir  bozunması ile 56Co’ a, daha sonra da 56Fe’ e dönüşür. ELEMENTLERİN KÖKENİ: Süpernova Sonuçta: Yıldızların gelişimi esnasında sentezlenen elementler uzaya bırakılır. Yavaş yanma ile oluşturulan elementlerden yeni farklı elementlerin oluşturulması sağlanır. Daha sonra yeni nükleer reaksiyonların gelişmesine yol açarak daha az duraylı elementlerin oluşturulması sağlanır. ELEMENTLERİN KÖKENİ: Süpernova Yeryuvarı kimyasal olarak büyük ölçüde farklılaşmış bir yapıya sahiptir. Fe, Ni ve S ± O±Si daha çok çekirdeğin yapısında bulunur. Buna karşın yeryuvarı kabuğunun >% 99’u O, Si, Al, Fe, Mg, Ca, Na, K, ve Ti’ dan oluşur. Bütün yeryuvarı düşünüldüğünde, Na, K, Al, U ve halojenler yer yüzüne doğru yaklaşıldıkça zenginleşir. Mg, S, Fe, Cr, Co ve Ni gibi elementler derine doğru zenginleşir. Element farklılaşması yeryuvarının ilk oluşumu esnasında ? yeryuvarının kendi iç dinamiğinin bir sonucu olarak ? Her ikisinin bir bileşkesi olarak ? Element Farklılaşması: Volkanik patlamalar ve gaz çıkışları ile yeryüzüne malzeme eklenmesi Kabuk kökenli Manto kaynaklı Goldschmidt (1954) meteoritler üzerinde yaptığı çalışmalarla elementleri üç ana gruba ayırmıştır: 1. Siderofil Elementler: Meteoritler içinde nabit halde bulunan elementler, 2. Kalkofil Elementler: Meteoritler içinde sülfürlü mineraller halinde bulunan elementler 3. Litofil Elementler: Meteoritler içinde daha çok silikat minerallerinin yapısında bulunan elementler. Goldschmidt (1954) sınıflamayı yeryuvarına uygulamış ve beş farlı gruplama yapmıştır. 1. Litofil Elementler: Çoğunlukla oksit ve silikat fazlarında bulunan ve yeryuvarının ilk 100 km lik kabuk kısmında yoğunluk gösteren elementlerdir. IA (H, Li, Na, K, Rb, Cs, Fr), IIA (Be, Mg, Ca, Sr, Ba, Ra), IIIA (B, Al, [Ga]), IVA (C, Si, Sn, [Ge]), VIIA (F, Cl, Br, I), IIIB (Sc, Y, La, Ac) ve IVB (Ti, Zr, Hf), VB (V, Nb, Ta), grubu elementleri ile Mn, Cr, W, P, [Fe], [Co], [Ni], nadir toprak elementler ve aktinitler 2. Kalkofil Elementler: Kabukta bulunan ve oksitlerden ziyade S, As ve Se gibi ametallere karşı daha duyarlı olan ve sülfürlü cevher kütleleri içinde yoğun olarak bulunan elementlerdir. Zn, Cd, Hg, Cu, Ag, Mo, Fe, Co, Ni, [Ga], [Ge], Pb, As, Sb, Bi, S, Se, Te. Goldschmidt (1954) sınıflamayı yeryuvarına uygulamış ve beş farlı gruplama yapmıştır. 3. Siderofil Elementler: Çoğunlukla oksit ve silikat fazlarında bulunan ve yeryuvarının ilk 100 km’lik kabuk kısmında yoğunluk gösteren elementlerdir. IA (H, Li, Na, K, Rb, Cs, Fr), IIA (Be, Mg, Ca, Sr, Ba, Ra), IIIA (B, Al, [Ga]), IVA (C, Si, Sn, [Ge]), VIIA (F, Cl, Br, I), IIIB (Sc, Y, La, Ac) ve IVB (Ti, Zr, Hf), VB (V, Nb, Ta), grubu elementleri ile Mn, Cr, W, P, [Fe], [Co], [Ni], nadir toprak elementler ve aktinitler. 4. Atmofil Elementler: Yeryuvarı atmosferinde zenginleşen ve element halde bulunan elementler. N, O, H, C ve soygazlar (He, Ne, Ar, Kr, Xe, Rn). 5. Biyofil Elementler: Organizmaların bünyesinde bulunan elementler. H, C, N, O, P. Kayaç gruplarına göre elementlerin sınıflandırılması 3. Ultrabazik kayaçlarda yoğun olan elementler: Mg, Cr, Fe, Ni, Co, Ru, Rh, Pd, Os, Ir, Pt. 4. Bazik kayaçlarda yoğun olan elementler: Ca, Sc, Ti, V, Al, P, Mn, Cu, Zn, Ga, As, Br, Sr, Ag, Cd, Sb. 5. Asidik kayaçlarda daha yoğun olan elementler: Li, Be, B, F, Na, Si, Sr, Rb, K, Y, Zr,