H
emeglobinde demir yerine, daha fazla oksijen bağlayabilen başka bir element olsaydı bu element ne olurdu?
Hemoglobin, kanda oksijenin taşınmasından sorumlu dört yumaktan oluşan karmaşık bir proteindir ve her yumak çekirdeğinde bir geçiş metali olan demir bulunur. Bu demir heme merkezinde porfirin adlı bir halkanın dört azotuna ve globin zincirinden gelen histidin aminoasitine bağlı halde bulunur. Her bir yumakta altı bağ yapan demir son bağını ise nihayet oksijen ile yapar.
Kanda ne kadar demir vardır ve ne kadar oksijen taşıyabilir?
Hemoglobin, kandaki kırmızı kan hücrelerinde bulunur. Bir kırmızı kan hücresindeki (eritrosit) hemoglobin moleküllerinin, hem gruplarının ve demir iyonlarının sayısı, hemoglobinin tipik bileşimine ve kırmızı kan hücrelerinin özelliklerine göre tahmin edilebilir.
İnsanlarda her kırmızı kan hücresi tipik olarak yaklaşık 270 milyon hemoglobin molekülü içerir.
Her hemoglobin molekülü dört hem grubu içerdiğinden, bir eritrositte toplam 270 milyon hemoglobin molekülü * 4 hem grubu/molekül = 1,08 milyar hem grubu vardır.
Her hem grubunun merkezinde bir demir iyonu (Fe) olduğuna göre bir eritrositte 1,08 milyar demir bulunur. Tüm demir iyonlarının oksijeni bağlayabildiğini varsayar ve kırmızı kan hücrelerindeki tipik hemoglobin bileşimine dayalı kaba bir tahmin yürütürsek her bir eritrositteki demir 1.08 milyar oksijen molekülü bağlayabilir.
Bir eritrosit için bulunan bu değeri vücudumuzdaki tüm eritrositler için hesaplarsak ne buluruz?
70-80 kg olan sağlıklı bir yetişkinde kan hacmi ≈ 70 ml/kg dır. 70 ml/kg* 70 kg = 4900 ml/4,9 litre - 5,5 litre bulunur. Ortalama 5 litre kan var diyelim. Kırmızı kan hücresi sayımı için tipik referans aralığı, kanın mikrolitresinde (5 × 10^12/L) yaklaşık 5 milyon hücredir. Mikrolitre kanda ortalama 5 milyon eritrosit. Total 5 litre yani 5.000.000 μL kanda ise * 5 milyon hücre /μL = 25 trilyon kırmızı kan hücresi eder. Bir eritrositteki demir 1.08 milyar oksijen molekülü bağlarsa, 25 trilyon eritrositteki demir 27*10^21 yani 27 sekstilyon oksiejen bağlayabilir. Gerçekte ise kırmızı kan hücresi (eritrosit) içindeki hemoglobindeki demire bağlanabilen oksijen moleküllerinin sayısı, çevredeki oksijen konsantrasyonu da dahil olmak üzere çeşitli faktörlerden etkilenir. Üstelik kandaki oksijen moleküllerinin sayısı genellikle rutin klinik uygulamada doğrudan ölçülmez. Bunun yerine oksijen doygunluğu (SaO2) kavramı kullanılır. Normal fizyolojik koşullar altında hemoglobin her zaman oksijene tam olarak doygun değildir. Oksijen doygunluğunun derecesi, çevredeki dokularda veya akciğerlerde oksijenin kısmi basıncı (pO2) gibi faktörlere bağlıdır. Oksijen doygunluğu yüzde olarak ifade edilir ve oksijenin kapladığı hemoglobin bağlanma bölgelerinin oranını temsil eder. Ölçüm tipik olarak nabız oksimetresi adı verilen bir cihaz kullanılarak gerçekleştirilir. Oksijen bağlama kapasitesini ölçmek için kandaki oksijen doygunluğu seviyelerini değerlendirmek üzere arteriyel kan gazı analizi gibi laboratuvar ölçümleride yapılabilir.
Arteriyel kandaki oksijen doygunluğunun (SaO2) normal aralığının genellikle %95 ile %100 arasında olduğu kabul edilir. Bu, normal koşullar altında arteriyel kandaki hemoglobin bağlanma bölgelerinin %95 ila %100'ünün oksijenlendiği anlamına gelir. Bu dolaylı ölçümler kanın oksijen taşıma kapasitesi ve etkinliği hakkında değerli bilgiler sağlayarak solunum ve dolaşım fonksiyonunun değerlendirilmesine yardımcı olur.
70-80 kg olan sağlıklı bir yetişkinde kan hacmi ≈ 70 ml/kg dır. 70 ml/kg* 70 kg = 4900 ml/4,9 litre - 5,5 litre bulunur. Ortalama 5 litre kan var diyelim. Kırmızı kan hücresi sayımı için tipik referans aralığı, kanın mikrolitresinde (5 × 10^12/L) yaklaşık 5 milyon hücredir. Mikrolitre kanda ortalama 5 milyon eritrosit. Total 5 litre yani 5.000.000 μL kanda ise * 5 milyon hücre /μL = 25 trilyon kırmızı kan hücresi eder. Bir eritrositteki demir 1.08 milyar oksijen molekülü bağlarsa, 25 trilyon eritrositteki demir 27*10^21 yani 27 sekstilyon oksiejen bağlayabilir. Gerçekte ise kırmızı kan hücresi (eritrosit) içindeki hemoglobindeki demire bağlanabilen oksijen moleküllerinin sayısı, çevredeki oksijen konsantrasyonu da dahil olmak üzere çeşitli faktörlerden etkilenir. Üstelik kandaki oksijen moleküllerinin sayısı genellikle rutin klinik uygulamada doğrudan ölçülmez. Bunun yerine oksijen doygunluğu (SaO2) kavramı kullanılır. Normal fizyolojik koşullar altında hemoglobin her zaman oksijene tam olarak doygun değildir. Oksijen doygunluğunun derecesi, çevredeki dokularda veya akciğerlerde oksijenin kısmi basıncı (pO2) gibi faktörlere bağlıdır. Oksijen doygunluğu yüzde olarak ifade edilir ve oksijenin kapladığı hemoglobin bağlanma bölgelerinin oranını temsil eder. Ölçüm tipik olarak nabız oksimetresi adı verilen bir cihaz kullanılarak gerçekleştirilir. Oksijen bağlama kapasitesini ölçmek için kandaki oksijen doygunluğu seviyelerini değerlendirmek üzere arteriyel kan gazı analizi gibi laboratuvar ölçümleride yapılabilir.
Oksimetre nasıl çalışır?
Oksimetreler spektrofotometri prensibine, özellikle de ışığın oksijenli ve oksijensiz hemoglobin tarafından diferansiyel emilimine dayalı olarak çalışırlar.
Oksimetre, genellikle kırmızı ve kızılötesi olmak üzere iki farklı dalga boyunda ışık yayar. Bu ışıklar oksimetrenin bir tarafındaki ışık yayan diyotlardan (LED'ler) yayılır.
Yayılan ışık, parmak ucu veya kulak memesi gibi dokudan geçerek, bir fotodetektörün kendisine ulaşan ışık miktarını ölçtüğü diğer tarafa geçer. Doku ışığın bir kısmını emer ve emilen miktar hemoglobinin oksijen doygunluğuna bağlıdır.
Oksijenli hemoglobin (HbO2) ve oksijensiz hemoglobin (Hb) ışığı farklı şekilde emer. Oksijenli hemoglobin daha fazla kızılötesi ışığı emerken, oksijensiz hemoglobin daha fazla kırmızı ışığı emer.
Oksimetre, iki dalga boyundaki ışık emiliminin oranını ölçer ve oksijenli ve oksijensiz hemoglobin arasındaki emilim farklılıklarına dayalı olarak oksijen doygunluğunu hesaplar.
Hesaplanan oksijen doygunluğu seviyesi daha sonra oksimetrenin ekranında yüzde olarak görüntülenir. Bu, oksijen tarafından işgal edilen hemoglobin bağlanma bölgelerinin yüzdesini temsil eder.
Oksimetreler non-invazivdir, taşınabilir ve oksijen doygunluğu seviyelerini izlemek için hızlı ve rahat bir yol sağlamalarına karşın, zayıf perfüzyon, koyu cilt pigmentasyonu veya belirli boyaların varlığı gibi belirli durumlarda güvenilir olmayabilir.
Demirin Dünya'ya yolculuğu:
Yıldız Nükleosentezi:
Büyük Yıldızlarda Oluşum:
Demir öncelikle yeni atom çekirdeği oluşturma süreci olan nükleosentez yoluyla üretilir. Devasa bir yıldızın çekirdeğinin yoğun koşullarında hidrojen, bir dizi füzyon reaksiyonuna girerek helyumu oluşturur ve büyük miktarda enerji açığa çıkarır. Yıldız geliştikçe çeşitli füzyon aşamalarından geçerek giderek daha ağır elementler oluşturur. Son aşamalarda nükleer kuvvetlerin benzersiz dengesi nedeniyle demir çekirdekleri sentezlenir. Demir füzyonu enerji açısından elverişli değildir, bu nedenle yıldız oluşumunda çok önemli bir noktaya işaret eder. Süpernova Patlaması:
Devasa bir yıldız nükleer yakıtını tükettiğinde, artık kütleçekimsel çöküşe karşı kendini destekleyemez. Çekirdek hızla çöker ve dış katmanlar, süpernova olarak bilinen muhteşem bir patlamayla dışarı atılır. Bir süpernova sırasındaki aşırı sıcaklıklar ve basınçlar, demir dahil daha ağır elementlerin oluşumuna olanak sağlar. Enerjinin patlayıcı şekilde salınması, bu yeni oluşan elementlerin çevredeki yıldızlararası uzaya saçılmasını sağlar. Yıldızlararası Ortam ve Güneş Sistemi Oluşumu:
Yıldızlararası Ortamın Zenginleştirilmesi:
Demir ve diğer elementleri içeren süpernovadan fırlatılan malzeme yıldızlararası ortamın bir parçası haline gelir. Bu zenginleştirilmiş ortam, sonraki nesil yıldızlar ve gezegen sistemleri için "hammadde" görevi görür. Güneş Bulutsusu ve Öngezegen Diski:
Güneş sistemimiz, daha önceki yıldız nesillerinin kalıntılarıyla zenginleştirilmiş devasa bir moleküler buluttan oluşmuştur. Bu bulutun içinde, güneş bulutsusu olarak bilinen bir bölge, yer çekiminin etkisi altında çöktü ve proto-gezegen diski adı verilen, dönen bir gaz ve toz diskinin ortaya çıkmasına neden oldu. Demir, diğer elementlerle birlikte bu diskin bir parçası haline geldi. Disk içindeki sıcaklık ve yoğunluktaki değişiklikler, gezegenciklerin ve sonunda gezegenlerin oluşumuna yol açtı. Dünyanın Toplanması ve Çekirdek Oluşumu:
Dünyanın Toplanması:
Öngezegen diskindeki parçacıklar çarpışıp birikerek Dünya da dahil olmak üzere daha büyük cisimler oluşturdu. Bu süreçteki yerçekimsel etkileşimler ve çarpışmalar gezegenimizin bileşimini şekillendirdi. Demir Farklılaşması:
Devam eden birikim ve radyoaktif izotopların bozunması nedeniyle oluşan ısı nedeniyle Dünya'nın iç kısmı yüksek sıcaklıklara ulaştı. Bu koşullar altında demir de dahil olmak üzere daha ağır elementler büyüyen gezegenin merkezine doğru göç etti. Demir açısından zengin malzeme sonunda Dünya'nın esas olarak demir ve nikelden oluşan metalik çekirdeğini oluşturdu. Bu çekirdek, katı bir iç bölgeye ve sıvı bir dış bölgeye bölünmüştür; ikincisi, Dünya'nın manyetik alanının oluşturulmasından sorumludur
Büyük Yıldızlarda Oluşum:
Demir öncelikle yeni atom çekirdeği oluşturma süreci olan nükleosentez yoluyla üretilir. Devasa bir yıldızın çekirdeğinin yoğun koşullarında hidrojen, bir dizi füzyon reaksiyonuna girerek helyumu oluşturur ve büyük miktarda enerji açığa çıkarır. Yıldız geliştikçe çeşitli füzyon aşamalarından geçerek giderek daha ağır elementler oluşturur. Son aşamalarda nükleer kuvvetlerin benzersiz dengesi nedeniyle demir çekirdekleri sentezlenir. Demir füzyonu enerji açısından elverişli değildir, bu nedenle yıldız oluşumunda çok önemli bir noktaya işaret eder. Süpernova Patlaması:
Devasa bir yıldız nükleer yakıtını tükettiğinde, artık kütleçekimsel çöküşe karşı kendini destekleyemez. Çekirdek hızla çöker ve dış katmanlar, süpernova olarak bilinen muhteşem bir patlamayla dışarı atılır. Bir süpernova sırasındaki aşırı sıcaklıklar ve basınçlar, demir dahil daha ağır elementlerin oluşumuna olanak sağlar. Enerjinin patlayıcı şekilde salınması, bu yeni oluşan elementlerin çevredeki yıldızlararası uzaya saçılmasını sağlar. Yıldızlararası Ortam ve Güneş Sistemi Oluşumu:
Yıldızlararası Ortamın Zenginleştirilmesi:
Demir ve diğer elementleri içeren süpernovadan fırlatılan malzeme yıldızlararası ortamın bir parçası haline gelir. Bu zenginleştirilmiş ortam, sonraki nesil yıldızlar ve gezegen sistemleri için "hammadde" görevi görür. Güneş Bulutsusu ve Öngezegen Diski:
Güneş sistemimiz, daha önceki yıldız nesillerinin kalıntılarıyla zenginleştirilmiş devasa bir moleküler buluttan oluşmuştur. Bu bulutun içinde, güneş bulutsusu olarak bilinen bir bölge, yer çekiminin etkisi altında çöktü ve proto-gezegen diski adı verilen, dönen bir gaz ve toz diskinin ortaya çıkmasına neden oldu. Demir, diğer elementlerle birlikte bu diskin bir parçası haline geldi. Disk içindeki sıcaklık ve yoğunluktaki değişiklikler, gezegenciklerin ve sonunda gezegenlerin oluşumuna yol açtı. Dünyanın Toplanması ve Çekirdek Oluşumu:
Dünyanın Toplanması:
Öngezegen diskindeki parçacıklar çarpışıp birikerek Dünya da dahil olmak üzere daha büyük cisimler oluşturdu. Bu süreçteki yerçekimsel etkileşimler ve çarpışmalar gezegenimizin bileşimini şekillendirdi. Demir Farklılaşması:
Devam eden birikim ve radyoaktif izotopların bozunması nedeniyle oluşan ısı nedeniyle Dünya'nın iç kısmı yüksek sıcaklıklara ulaştı. Bu koşullar altında demir de dahil olmak üzere daha ağır elementler büyüyen gezegenin merkezine doğru göç etti. Demir açısından zengin malzeme sonunda Dünya'nın esas olarak demir ve nikelden oluşan metalik çekirdeğini oluşturdu. Bu çekirdek, katı bir iç bölgeye ve sıvı bir dış bölgeye bölünmüştür; ikincisi, Dünya'nın manyetik alanının oluşturulmasından sorumludur
"Bir de demiri indirdik ki, onda hem kuvvet hem de insanlar için faydalar vardır.” (Hadid/25)
Uyarı Bu web sitesinin içeriği bilgilendirme amaçlıdır ve kişisel tıbbi tavsiye verme amacı taşımaz. Sağlığınızla ilgili tüm sorularınız için sağlık uzmanına başvurmalısınız.
Hayat boyu beslenme : minell's projesi , hayatboyubeslenme