Elementler Kimyası

Kimya müfredatında yer alan elementler kimyası konusu, periyodik sistemde yer alan elementleri incelediğimiz bir konudur. Evrendeki elementleri sınıfınlara ayırarak incelediğimiz bu konuyu anlamak, doğanın kimyasını anlamak için çok önemlidir.

Evrendeki Elementler

Hücre yapısının % 65 - 90 ı sudan oluşuyor. İki hidrojen, bir oksijen. Karbon, organik yaşamın belke­miği. Oksijen soluyoruz. Dünyada 1 milyar ton demir cevheri üretilmekte. Altın çok pahalı bir metal, uran­yum nükleer yakıt olarak kullanılıyor. Nasıl oluşmuş bu elementler?

Bu sorunun yanıtını aramak üzere yola çıkarken, önce elementlerin doğadaki bolluk oranlarına, en ya­kınımızdan başlayarak bakmakta yarar var.

Yer kabuğunda mineralleri oluşturan element oran­ları; Oksijen % 47, Silisyum % 27, Alüminyum % 8, Demir % 5, Kalsiyum : 4, Sodyum % 3, Potasyum % 2,5, Magnezyum % 2, diğerleri % 1,5.

İzlenen film geri sarıldığında zamanda geriye gidildik­çe gök adalar birbirine yaklaşıp, iç içe girerler. Sonra yıldızlar, atomlar ve çekirdekler. En sonunda; yani başlangıçta Büyük Patlama...

Hubble teleskopu ile yapılan gözlemler sonucunda, gök adaların sürekli uzaklaşması, merkezden daha uzak gök adaların uzaklaşma hızlarının daha yüksek olması, uzayın görünürde boş bölgelerinden mikro­dalga ışınların yayılıyor olması, uzayın her doğrultu­sunda birim hacme düşen kütle yoğunluğunun aynı kalması bulguları evrende mevcut bütün maddenin ve enerjinin büyük patlama öncesinde bir nokta halinde toplandığına işaret eder.

Rus bilim adamı Alexander Friedmann 1922 yılında yaptığı çalışmalarda evrenin genişliyor olabileceğini fark eder. Aynı zamanlarda Friedmann’dan bağımsız olarak çalışan Belçikalı gökbilim uzmanı Georges Lemaitre evrenin genişlediğini kanıtı olarak gök adalarda bulunan tayf çizgilerinin kırmızıya doğru kaydıklarını göstermiştir. 1929 yılında Edwin Hubble (Edvin Habıl) yaptığı araştırmalarla gök adaların tayf çizgilerindeki kırmızıya kayma oranlarının bize olan uzaklıklarıyla doğru orantılı olduğunu fark edip bu olaya kırmızıya kayma kanunu olarak ortaya koymuştur.

Samanyolundaki bir yıldızdan elde edilen karakteris­tik tayf çizgileri 1. tayfta gösterilmiştir. Samanyolu'na yakın bir gök adada bulunan yıldızdan elde edilen tayf çizgileri II. de gösterilirken, Samanyolu'ndan daha uzak bir gök adadan elde edilen tayf çizgileri III. deki gibi olmaktadır. Bu çizgilere bakıldığında III. tayf çiz­gisinin kırmızıya kayma oranının % 110 olması mer­kezden daha uzak gök adaların uzaklaşma hızlarının da yüksek olduğu anlamına gelmektedir.

Büyük patlamayla elementlerin nasıl oluştuğunu şu şekilde gösterebiliriz.

Patlamadan 10^-43 . saniyeye kadar geçen süre Planck Zamanı olarak adlandırılıyor.

10^-43.saniyeden 10^-32.saniyeye kadar evren aşırı derecede 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 °C a kadar düşmüştü. Ancak evren hala çok sıcaktı ve elektron, kuark ve diğer parçalar­dan oluşmuş karışımdı.

10^-6. saniyede hızlı bir soğuma evresi başladı& ve sıcaklık 10¹³ °C 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 üreti­yordu. Bu aşamada nötronlar; proton, elektron ve antinötronlara parçalandı.

n → p + e^- + V_e

V_e: Kütlesi çok düşük nötrino taneciği

3 dakika 2. saniyede, yaklaşık her 7 protona karşı 1 nötron bulunuyordu.

3 dakika 46. saniyede sıcaklığın düşmesi ile döteryum (²H) çekirdeklerinin kararlılığı arttı. Olu­şan nötronların hemen hepsi protonlarla birleşip döteryum çekirdeklerini oluşturmaya başladılar.

Büyük Patlama'dan 300000 yıl sonra sıcaklık 10000 °C a düştü. Elektronlar, proton ve nötron­larda bir araya gelerek atomları oluşturdu. Büyük Patlama Teorisi'ne göre, evrenin ilk hızlı geniş­leme ve soğuma dakikalarındaki nükleer süreç­lerde hafif elementler (hidrojen, helyum, lityum) oluşmuştur. Günümüzde hidrojen helyumun ev­rendeki oranı, yapılan teorik hesaplamalara göre Büyük Patlama'dan sonra oluşan ve günümüze kadar kalması gereken hidrojen ve helyum ora­nıyla uyumludur.

Her şey 13,7 milyar yıl önce başladı. Gerçekleşen büyük patlamanın ardından kısa bir süre sonra Hidro­jen, Helyum ve Lityum çekirdekleri (hafif elementler) meydana geldi.

Bu elementlerin oluşumunda gerçekleşmesi gereken nükleer füzyon için çok fazla enerjiye ihtiyaç vardır. Bu füzyon şartları 15 milyon °C sıcaklık ancak yıldız büyüklüğünde gök cisimlerinin merkezlerinde gerçek­leşebilir. Bu nedenle dünyamız bir yıldızdan kopmuş olmalıdır.

Ağır Elementlerin Oluşumu

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

İlk yıldızların helyumdan daha ağır elementleri oluş­turamadan çok şiddetli patlamalarla dağıldığı sanıl­maktadır. Bu patlamalarda ortaya çıkan sıcaklık ve basıncın çok yüksek olması hidrojen ve helyumdan daha ağır çekirdeklerin ortaya çıkmasını sağladı. İkin­ci nesil yıldızların sayısı ilk yıldızların sayılarına göre daha fazlaydı. İkinci nesil yıldızlarda az da olsa ağır elementlerin bulunması, merkezlerindeki sıcaklığın 1.10⁸ °c un üzerine çıkmasını sağladı. Bu sıcaklık bir dizi nükleer füzyon tepkimesi için gerekli şartı sağla­mış oldu.

Yıldızın yaşı ilerledikçe merkezindeki basınç ve sıcak­lık yükselir. Sıcaklık 100 milyon Kelvin'e ulaştığında merkezdeki helyum çekirdekleri kaynaşmaya ve (üç helyum çekirdeğinin kaynaşması ile) karbon çekirdek­leri oluşturmaya başlar. İç katmanda üretilen karbon çekirdekleri, daha ağır olduklarından daha iç katmana doğru ilerler. Sıcaklık arttıkça karbonlar, helyumlarla aşağıdaki gösterildiği gibi nükleer füzyon tepkimesiyle oksijen üretmeye başlar.

¹²₆C + ⁴₂He → ¹⁶₈O + γ

Bu olaylar sonucu yıldız soğan gibi katmanlı bir yapı­ya ulaşır.

Yaşamının ileri aşamasında bulunan büyük kütleli bir yıldızın katmanları ve katmanlarda bulunabilecek bazı elementlerin şematik gösterimi aşağıda verilmiştir.

Yer kabuğunda bolluk oranı yüksek elementler, yine bolluk oranı yüksek bileşikler oluşturacaktır. Bu nedenle yer kabuğunda silikat, oksit ve alüminosilikat tipi kayaçlar çok boldur.

Elementlerin Bolluk Oranları

I. Yaşamının ilk aşamalarında bulunan bir yıldız ve bu yıldızda bulunan elementler.

II. Yaşamının ileri aşamalarında bulunan bir yıldız ve bu yıldızda bulunan elementler.

Şekillerden de anlaşılacağı gibi yıldızın yaşı ilerle­dikçe o yıldızdaki elementlerin bolluk oranları artar. Dünya'daki elementlerin bolluk oranları dikkate alındı­ğında Dünya'mız nasıl bir kozmik geçmişe sahip oldu­ğunu bulmak için aşağıdaki tabloda bazı elementlerin evrendeki ve Dünya'daki bolluk yüzdeleri (atom sayısı bakımından) verilmiştir.

Bazı elementlerin bolluk yüzdeleri

Element	Atom numarası	Evrendeki %	Dünya'daki %
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
Mangezyum	12	-	2,1
Alüminyum	13	-	8,1
Silisyum	14	-	27,7
Fosfor	15	-	0,07
Kükürt	16	-	0,03
Klor	17	-	0,01
Potasyum	19	-	2,6
Kalsiyum	20	-	3,6
Demir	26	-	5,0

Tablodan da anlaşılacağı gibi evrenin ve Dünya'nın element bileşimleri farklıdır. Bu farklılığın nedeni ele­mentlerin oluşum süreci ile ilgilidir. Elementler nükleer füzyon tepkimeleri ile oluşmuştur. Füzyon tepkimele­rinin gerçekleşebilmesi için yüksek sıcaklık ve basın­ca ihtiyaç vardır. Bu şartlar yıldız büyüklüğünde gök cisimlerinin merkezlerinde gerçekleşir. Dünya'daki elementler ve bu elementlerin bolluk oranları dikkate alınarak geliştirilen teorilere göre Güneş sistemimiz, dolayısıyla Dünya'mız ömrünü tamamlamış bir yıldı­zın kalıntılarından oluşmuştur.

Yer Kabuğundaki Bileşikler

Dünya'da en bol bulunan ilk üç element oksijen (% 47), silisyum (27,7) ve alüminyum (% 8,1) dur. Bu ele­mentler genellikle yeryüzünde silikat, oksit ve alüminasilikatlar 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 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.

Elementler Nasıl Elde Edilir?

Elementler kimyası elementlerin kökeniyle de ilgilidir.

Mineral

Doğal şekilde oluşan belirli kimyasal bileşime sahip homojen inorga­nik, kristalleşmiş, ge­nellikle katı olan mad­delerdir. Elmas, kuvars, mika, selenit, hematit, manyetit, pirolisit, dolamit, ga­len minerallere örnek verilebilir.

Cevher

Yeryüzündeki metal ve metal bileşiklerinden oluşan içlerindeki me­tallerin ekonomik olarak elde edilebildiği doğal maddelere maden cev­heri veya maden filizi denir. Bazıları amorf yapılı iken birçoğu düzgün yüzeyle çevrilmiş düzgün geometrik şekilli kristalleri vardır.

Cevherlerden Metal Elde Etme Yöntemleri

Kırma - Öğütme: İlk işlem cevherin kırılıp toz hale getirilmesidir. Yeni oluşan yüzeylerin oksitlenmemesi için genellikle su altında yapılır.

Zenginleştirme: Metalin ayrışımını kolaylaştırmak için cevherin bazı ön işlemlerden geçirilmesidir. Fiziksel (elektrik alanı, filotasyon, eleme, süzme ile ayırma...) ya da kimyasal (kalsinasyon ...) işlemler içerir.

Kavurma: Sülfür cevherlerinin çoğu havada ısıtıldı­ğında metal oksitlerine çevrilir. Bu arada kükürt, kükürt dioksit olarak çıkar. Bu işleme kavurma denir.

HgS + O₂ → Hg + SO₂

Cu₂S + O₂ → 2Cu + SO₂

SO₂ asit yağmurlarına sebep olduğu için doğaya veril­meden, H₂SO₄ e çevrilmelidir.

İndirgenme

Kömürle İndirgenme: Demir, krom, kurşun, çinko, bakır gibi oksit cevherleri karbonla (kömürle) indirge­nir.

Hidrojenle İndirgenme: Molibden ve tungsten ok­sitleri hidrojenle indirgenir.

Aktif Bir Metal Kullanarak İndirgenme: İndirgenme potansiyelininin çok düşük olması sebebiyle karbon veya hidrojen ile indirgenemeyen potasyum gibi ele­mentler ucuz olan başka bir element (örneğin sod­yum) ile indirgenebilir.

Elektoliz ile indirgenme: Alkali ve toprak alkali me­taller, bakır, altın, çinko, gümüş gibi maddeler elektroliz ile elde edilebilir. MgCI₂ elektrolizinde;

Anot: Mg⁺² + 2e→ Mg

Katot: 2Cl^- → Cl₂ + 2e

magnezyum elementel olarak elde edilir.

Yukarıdaki tepkimeler gerçekte redoks tepkimesidir. Bu tepkimeler adlandı­rılırken metal esas alınmış, metal katyonu indirgendiği için de tepkime "indirgenme" şeklinde adlandırılmıştır.

Alaşımlar

İki ya da daha çok metalin, bazen bir metal ile bir ametalin veya bir metal ile bir yarı metalin yüksek sıcaklıkta eritilip karıştırılması ile oluşan metal özel­liğindeki karışımlara alaşım denir. Elementler alaşım haline getirilerek kullanım alanları arttırılır.

1. Elektronegatiflik farklarının çok az olması
2. Atom çapları arasındaki farkın en fazla % 15 ol­ması
3. Kristal örgülerin aynı olması gerekir.

Genel olarak alaşımlar kendini teşkil eden maddeler­den daha sert, fakat daha az levha haline gelebilir ve dayanıklıdır. Bakır da kalayla birleştiği zaman levha haline gelebilme özelliğini kaybeder.

Alaşımlar genellikle kendilerini oluşturan metallerden daha az aktiftir. Örneğin sodyum metali su ile patlar ama sodyum malgaması suyu daha yavaş ayrıştırır. Alaşımlar, yapılarına giren az eriyebilen madenlerden daha kolay ve fazla eriyebilir. Örneğin kurşun 335 °C, bizmut 264 °C, kalay 228°C de eriyebildiği halde Bi₈, Pb₅, Sn₃ kısımlarından ibaret olan darse alaşımı 94,5 °C de erir.

Bakır birçok alaşımın yapısına girer. Kıymetli maden­lerden gümüş ve altına sertlik verir. Parlaklık ve renk­lerini bozmadan inceliklerini korur.

Madenlerin çeşitli özellikleri vardır. Bazı madenler yumuşaktır ve yal­nız başına kullanılamazlar (altın ve gümüş gibi.) Bazıları ise döküme elverişli değildir (bakır gibi). Bazıları dayanıklı bazıları dayanıksızdır. Eri­me sıcaklıkları yüksek ya da düşük olabilir. İşte madenlerin gösterdikleri bu çeşitli özellik­lerden ötürü teknikte layıkıyla faydalanmak için ala­şımlar yapılır.