Prof. Dr Hüseyin Öztürk Jeokimya notları Prof.Dr Miraç AKÇAY Jeokimya kitabından yararlanılmıştır.
GENEL BAKIŞ Evren İngilizce cosmos, sözcüğünden gelir. Evrenin oluşumu ile ilgili en çok kabul gören kuram, İlk Patlama kuramıdır.
İLK PATLAMA KURAMI Evrenin oluşumu hakkındaki güncel görüşler, evrenin yaklaşık bundan 13,7 milyar yıl önce meydana gelen bir ilk patlama (Big Bang) ile doğduğu ve o andan beri her yöne ışık hızı ile yayıldığı ilkesine dayanmaktadır. Buna göre tüm evren, 10-43 s de (Plank zamanı) patlayan sonsuz yoğunlukta, 1,417.1032 K (Plank ısısı) sıcaklığında ve 3.10-21 m çapında (proton büyüklüğünde) bir küreden ortaya çıkmıştır. Patlamadan 10-35 s sonra yaklaşık 3 mm çapına varan evrenin yayılma hızı, ışık hızını aşmıştır. Bunun yaptığı yankıya Kozmik Işınım veya Arka Plan Işıması denir ve evrenin oluşumu hakkında elde edilen ilk belirtidir.
Bu evrede yayılan evren plazması, sadece foton ve yüklü parçacıklardan oluşmaktaydı. Bundan ancak yaklaşık 380.000 yıl sonra ilk atomlar ve 300.000.000 yıl sonra da ilk yıldızlar oluşmaya başlamıştır. Bugünkü evrenin çapı 3.1022 km dir. Şimdi ortalama sıcaklığı yaklaşık 2,7 K olan evrenin ortalama yoğunluğu 2,3.10-26 kg/m 3 tür. Bu, yaklaşık 1 km 3 e 1 hidrojen atomuna karşılık gelir. Bugünkü evrenin ancak % 4 ü görünen maddeden oluşmaktadır. Teorik olarak varlığı ispatlanan, ancak şimdiye kadar örneğine rastlanamayan karanlık madenin oranı % 19 ve karanlık enerji oranı da % 76 dır.
Evrenin şekli ve sonsuz mu, yoksa sınırsız mı olduğu hakkında da farklı savlar tartışılmaktadır. Bunların en kabul göreni küresel evren modelidir. Bu geometrik şekli ile uzay, birçok madde yığışımlarını içermektedir. Bunların en büyük ve karmaşıklarına Voids adı verilir. Bunların içinde büyüklük sırasına göre; süper kümeler, gökada (galaksi) kümeleri, gökadalar, yıldız kümeleri, gezegen sistemleri, yıldızlar, gezegenler (Yerküre), aylar (Ay), astroid, meteorit yer alır. Evren; manyetik alan, ışın, süper kümelerden en küçük parçacıklardan fotona kadar her şeyi içermektedir. Yani evren her yerde vardır. Evrenin daha ne kadar genişleyeceği ve sonunun ne olacağı bilinmemektedir. Tahminen 30 milyar yıl sonra evren son bulacaktır. Belki evrendeki madde miktarının kesin hesaplanması bu sorulara yanıt getirecektir.
Saman Yolu nun yandan (üstte) ve güneş sistemi nin konumu ile üstten görünüşü (altta) (Tübitak, 2000).
GÜNEŞ SİSTEMİ Bugün izlenebilen evrenin sınırları içinde çok sayıda yıldız sistemi yer almaktadır. Bu sistemlerden biri yerin de içinde bulunduğu Güneş Sistemi dir. Merkezde bir yıldız (Güneş) ile etrafında dönen 9 gök cisminden (gezegen) oluşmaktadır. Bu sistemin içinde gezegenlerin etrafında dönen 250 uydu (ay), çok sayıda astroid, kuyruklu yıldız, meteorit ile toz ve gaz bulunmaktadır. Güneş ten dışa doğru Merkür, Venüs, Dünya ve Mars a İç veya Ağır Gezegenler denir. Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün de Dış veya Hafif Gezegenler dir. Ağır gezegenler ağırlıklı olarak kayaçlardan; hafif gezegenler ise, gazlardan meydana gelirler ve büyüktürler. Ancak Plüton ağırlığı nedeniyle iki gruba da girmemektedir.
Güneş sistemi nde gezegenlerin konumu (Jacobshagen ve diğ., 1999).
Güneş Sisteminin Oluşumu Güneş sistemi yaklaşık 5 milyar yıl önce, evrenin yaklaşık 2/3 ü şekillendikten sonra oluşmuştur. Güneş sisteminin oluşumu tarihi çağlardan beri insanları meşgul etmektedir. 18. yy'dan itibaren fizik yasaları ile açıklanmaya çalışılan oluşum savları, günümüzde de tartışmalara konu olmaktadır. Bu konudaki savların tümü güneş sisteminin bir ilk güneşten veya bir ilk güneş bulutundan meydana geldiğini savunmaktadır:
1. Buffon (1749) gezegenlerin yıldızların güneşe çarpması ile oluştuklarını kabul etmiştir. Buna karşın, 2. Kant (1775), gezegenlerin oluşumunu ilk güneş bulutunda bulunan yoğun yerlerin merkezinde madde yoğunlaşmasına bağlamıştır. 3. Laplace (1796) ise, bugünkü gezegenlerin bütün uzayı dolduran güneşin giderek hızla dönmesi sonucu kopan gaz halkalarından meydana geldiğini savunmuştur. Fizik ve astronomideki gelişmeler zamanla bu savlarin inanırlıklarını yitirmelerine neden olmuştur. Bugün geçerli sayılabilecek görüş, Nebülar Kuramı dır. Burada ilk güneş hızla dönen, gaz ve katı parçacık bileşiminde bir mercek şeklinde kabul edilmektedir. Bu bulutumsunun bazı yerlerinde oluşan türbülanslarda madde yoğunlaşması ile gezegenler meydana gelmiştir. Bu kuram aynı zamanda iç ve dış gezegenlerdeki yoğunluk farklarını da açıkladığından, inandırıcı gelmektedir. Dıştaki gezegenler daha hafif ve büyüktürler. Zira yoğunlaşma sırasında ağır maddeler merkezde, hafif maddeler (gazlar) dışta yoğunlaşmıştır.
Güneş Sisteminin Özellikleri Güneş sistemi evrene göre çok küçük bir birimdir. Güneş Sistemi geometrik olarak odaklarının birinde güneşin bulunduğu bir elipsoide benzemektedir. Güneşin etrafında 9 gezegen bulunmaktadır. Bunların hepsi çok düzenli, içten dışa doğru sıralanmakta ve Güneş in ekvatorundan geçen yaklaşık aynı düzlemde yer almaktadırlar. Venüs, Uranüs ve Plüton dışındaki gezegenlerin hepsi hem kendi eksenleri, hem de güneş etrafında, uyduları (ayları) ile birlikte, aynı yönde dönerler. Jüpiter e kadar gezegenlerin yarıçapları düzenli büyür (Mars hariç). İç gezegenler yerden küçük, dış gezegenler ise, büyüktür (Plüton hariç).
Güneşin kendisi hidrojen ve helyumdan meydana gelir. Enerji kaynağı, çekirdekte çekirdeksel işlevlerle hidrojenin helyuma dönüşmesidir. Mars ile Jüpiter arasında yukarıdaki mesafelerin düzenine göre bir gezegenin daha bulunması gerekirdi. Ancak burada gezegen yerine bir Astroid Kuşağı yer almaktadır. Bu astroidler ya parçalanmış bir gezegenin artıkları, ya da gezegen haline gelememiş göktaşlarıdır. Yeryüzüne zaman zaman düşen göktaşlarının kısmen bu kuşaktan geldiği sanılmaktadır. Yeryüzüne sürekli göktaşları (meteoritler) düşmektedir. Bunların küçük olanları yerin atmosferinde sürtünmeden dolayı buharlaşarak dağılırlar.
Güneş Sisteminin Kimyasal Bileşimi Uzaydaki gök cisimleri, yaydıkları ışığın spektral analizi, gök taşlarının, kozmik tozların ve gezegenlerin doğrudan incelenmesi ile araştırılırlar. Güneş tayfı ile saptanan element derişimi ile kondritlerde saptanan element derişim arasında doğrusal bir bağıntı mevcuttur. Bu, farklı iki yöntemle yapılan saptamanın doğruluğunu gösterir.
Şimdiye kadarki incelemelere göre: 1. 40'tan küçük atom numaralı elementlerin derişimi, atom numaraları ile ters orantılıdır, 2. Çift atom numaralı elementler, tek atom numaralı elementlere göre 10 kat daha yaygındır, 3. Ni'e kadar hafif elementlerin derişimi, ağır elementlerinkine göre daha çok değişiyor 4. Komşu elementlere göre demirin derişimi çok yüksek, Li, Be ve B un ise, çok düşüktür. Ayrıca güneş sistemi nde H ve He en çok bulunan elementlerdir. Atom sayılarına göre He, H in % 10 u kadardır, ancak ikisi birden Güneş sistemi nin % 98 ine karşılık gelmektedir. Bu sonuçlar, elementlerin nasıl oluştuklarına işaret etmektedir.
Güneş Sistemi nde elementlerin derişimleri (Gill, 1993). (NTE) Nadir Toprak Elementleri Gri alan tek ve çift sayılı atom numaralı elementlerinin derişim farkını gösteriyor.
ELEMENTLERİN OLUŞUMU Oluşumu sırasında sürekli soğuyan evrende, hidrojen (H), ondan türeyen helyum (He) ve lityum (Li) oluşmuştur. Ancak bir milyar yıl sonra gökada dönemi başlayabilmiştir. Daha önce serbest halde dağılmış parçacıklar gaz bulutlarını oluşturarak daha yoğun kitlelere dönüşmüştür. Bunların çekirdeklerinde hafif H 2 ve O 2 yoğunlaşmasından yıldızlar meydana gelmiştir. Büyük kitlelere sahip yıldızlar, oksijen rezervlerinin tükenmesi sonucu, büyük patlamalara neden olmuşlardır. Bu patlamalar daha güçlü süpernova gibi füzyon olaylarını doğurmuştur. Bununla tüm evrene yıldızların külleri dağılmış ve helyumdan demire (Fe) kadar olan elementleri meydana getirmiştir (107-109 K). Daha yüksek ısıda Fe'den ağır elementler meydana gelmiştir. Bugün yeryüzünde bilinen doğal element sayısı 92'dir. Bu elementlerin ve izotoplarının kombinasyonundan sayısız yıldız meydana gelmiştir (güneş benzeri en az 1022 tane).
Uzay araştırmacıları, yukarıda belirtildiği gibi, evrenin ilk evrelerinde bir tek elementin, sadece hidrojenin, olduğuna inanmaktadırlar. Diğer elementler bunun türevidir. Elementleri oluşturan işlevlere nükleon sentezi denir. Buna göre 107 K de bir nötron alan hidrojen atomu döteryuma, bu da trityuma dönüşür. Trityumun bir proton alması ile helyum oluşuyor. 108 K de He dan C ve O; bunlardan da 109 K de Si dan Fe oluşur. Bugünkü çekirdek fiziği modellerine göre maddenin temel taşları kuvark ve leptonlardır. Tüm maddeler bu parçacıkların devşiriminden meydana gelir. Bu olayların sonuçlarından biri de yaklaşık 5 milyar yıl önce oluşan Güneş sistemi ve ~ 4,6 milyar yıl önce şekillenen Yerküre dir.
Elektron ve periyodik sistem Elementlerin kimyasal özellikleri ve periyodik cetveldeki konumları elektron tarafından belirlenmiştir. Elektron, çekirdeğin tersine, eksi yüklüdür. Buna elementer yük denir (e- =1,602.10-19 Coulomb, As). Bu yük 1 elektron volta (ev) eşittir ve bir tam sayıdır. Elektronla protonun yükleri eşittir. Elektronların yer ve yörüngelerinin saptanması anlamsız olduğundan (Heisenberg belirsizliği), en yüksek olasılıkla elektronun bulunduğu yer, bir küresel hacim olduğu söylenebilir. Bu hacme orbital (elektron bulutu) denir. Bununla atomun çağdaş bulut modeli doğmuştur. Bu elektron bulutları her biri bir dalga fonksiyonu ψ2 ile tanımlanmakta ve en az bir kuvant sayısı ile birbirinden ayrılırlar (ana kuvant sayısı l, dönü impulsu sayısı m, manyetik kuvant sayısı n ve spin dönü impulsu sayısı s; Şekil 3.3). Elektronlar çekirdek etrafından dönerken aynı zamanda kendi eksenleri etrafında da dönerler. Buna spin denir. Elektronlar arttıkça orbitaller de geometrik dağılarak x, y ve z eksenlerine göre dizilirler
Her atom birden fazla yörüngeye sahip olamaz (sadece 1'er yörüngesi olan HveHegibi). Ancak çok sayıda elektronu olan atomun birkaç elektron yörüngesi olabilmektedir. Bu yörüngeler K, L, M...P ve Q diye adlandırılmakta veya 1, 2...7 olarak numaralandırılmaktadır (Şekil 3.3). Bunlar da l=0, 1, 2...(n-1) formülüne göre her biri s, p, d ve f alt enerji seviyelerine ayrılmaktadır. İçten 1. yörüngenin yalnız 1 tane s alt enerji seviyesi olabilir ve en çok 2 elektron alabilir. Bu seviye 1s2 şeklinde gösterilir ( 1 s iki diye okunur). 2. Yörüngede en çok 2, 3. yörüngede 3 ve 4. yörüngede de en çok 4 alt enerji seviyesi bulunabilir. 4'ten sonra artan elektron sayısına rağmen alt enerji seviyeleri 1'e doğru azalır
Yörüngelerdeki elektron sayısı, e = 2n2 formülüne göre dağılırlar (n, yörünge sırası). Buna göre, K yörüngesi en çok 2 = 2.12, L yörüngesi en çok 8 = 2.22, M yörüngesi en çok 18 = 2.32 ve N yörüngesi de en çok 32 = 2.42 elektron bulundurabilir. Alt enerji seviyeleri de en çok, s = 2, p = 6, d = 10 ve f = 14 elektron alabilir. Örneğin, normal durumdaki bazı elementlerin elektron dağılımı şöyledir: H : (1s)1, C: (1s)2 (2s)2 (2p)2, Na: (1s)2 (2s)2 (2p)6, (3s)1 ve As: (1s)2, (2s)2 (2p)6 (3s)2 (3p)6 (3d)10 (4s)2 (4p)3 Elementlerin periyodik cetveldeki yerleri elektronlarının yasalarına göredir (
Periyodik sistemde elementler proton sayılarına (atom numaralarına) göre sıralanmışlardır. 92 elementin yer aldığı sistemde, yeni doğal element beklenmemektedir. Tüm atomları eşit proton (Z) sayısından oluşan maddelere element denir. Başka bir tanımla, demir (Fe) ve kuvarsta (Si) olduğu gibi, bir elementin tüm atomlarının proton ve elektron sayısı eşittir. Lavoisier 1789 da 31, Mendelejew 1869 da 67 doğal elementi tanımlamaktadır. Bugün bu sayı 92 ye yükselmiştir. Uzun ömürlü yapay elementlerle 103'e, kısa ömürlü elementler de buna eklendiğinde 115'e çıkmaktadır Periyodik cetvelde yeni bir elemente yer bulunmamaktadır. Bir element, 14N 7 gibi proton sayısı sol altta, parçacık sayısı (atom ağırlığı) da sol üstte yazılarak gösterilir. Teknetiyum (43Tc,), Promesyum (61Pm,), Astat (85At,) ve Frankiyum (87Ft,) doğal olarak bulunmamaktadır. Bunlar sadece atom reaktörlerinde yan ürün ve yapay izotop olarak elde edilirler.
s, p : temel grup elementleri d : geçiş elementleri f : iç geçiş elementleri 4f : lantanitler 5f : aktinitler 1A 1 Alkali Metaller 2A 2 Toprak Alkali Metaller 1B 11 Para Metalleri 6A 16 Kalkojenler 7A 17 Halojenler 8A 18 Soy Gazlar
Periyodik sisteme tüm elementler uymaz. Yan grup elementleri (d bloku/geçiş metalleri) ve lantanitler uyumsuz elementleri teşkil ederler (Şekil 3.4). Bunlarda bazı yörüngelerinin, özellikle N yörüngesinin, alt enerji seviyeleri tam dolmadan, O yörüngesinin alt enerji seviyeleri dolmaya başlar. Bu nedenle yan grup elementlerinin özellikleri değişiyor. Örneğin, bunlar birden fazla oksidasyon sayılı olabilir (Fe2+ ve Fe3+), ana gruptaki elementlerden çok birbirlerine benzerler ve metalleri teşkil ederler. Metaller, kendi aralarında alaşım yaparlar, en iyi elektrik ve ısı iletir, kolay şekillenirler. Lantanit (Z=57-71) ve aktinitler (Z>88) 3+ oksidasyon sayılıdır. Bunların elektron dizilişi esasında yan grup elementlerinkine benziyor. Lantanitlere aynı zamanda nadir toprak elementler de denir (NTE veya İng.: rare earth elements, REE). Bunlar, jeokimyada köken ve ortam araştırmalarında büyük önem taşır ve elektronik sanayinin temel taşlarıdır. Periyotlar 7 tanedir. Sıra numaraları yörünge sayısını gösterir (K, L, M...Q). Periyotlarda sağa doğru elementlerin elektron sayısı, atom ağırlıkları ve değerliliği artar. Ancak yarı çapı küçülür. Soldaki s blok elementleri öncelikle baz, sağdaki p blok elementleri ise, asit yapma eğilimini gösterirler. Komşu iki elementin çift sayılı atom numaralısı, tek sayılı atom numaralısından daha çok bulunur (Şekil 2.4). Bulucularının adıyla anılan bu kural, kimyada Oddo-Harkins Kuralı olarak bilinmektedir.
I 1 < I 2 < I 3 < I 4 Al(g) Al + (g) + e - I 1 = 580 kj/mol birinci Al + (g) Al 2+ (g) + e - I 2 = 1815 kj/mol ikinci Al 2+ (g) Al 3+ (g) + e - I 3 = 2740 kj/mol üçüncü Al 3+ (g) Al 4+ (g) + e - I 4 = 11,600 kj/mol dördüncü