简并态物质
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简并态物质[1][2]在物理是一种自由的集团、非互动的颗粒，由量子力学的效应决定它的压力和其它物理特征。它类比于古典力学中的理想气体，但简并态物质是离经叛道的理想气体，它有极高的密度（在致密星），或存在于实验室的极低温度下[3][4]。它一般发生在诸如电子、中子、质子和费米子等物质粒子，分别被称为电子简并物质、中子简并物质、等等。在混合的粒子，像是在白矮星或金属内的离子和电子，电子可能成简并态，而离子不是。
以量子力学描述，自由粒子的体积受限于一定的体积内，可以是一组不连续的能量，称为量子态。包立不相容原理限制了相同的费米子不能占据相同的量子状态。最低的总能量（当粒子的热能量可以忽略不计）是所有最低能量的量子状态都被填满，这种状态称为完全简并。这种压力（称为简并压力或费米压力）即使在绝对零度时依然不为零[3][4]。增加粒子或是压缩体积都会强迫粒子进入能阶的量子状态。这需要一个压缩力，并表现为抗压力。主要特征是这种简并压力并不取决于温度，而只和费米子的密度有关。它使高密度星的平衡状态与恒星的热结构无关。
简并态物质也称为费米气体或简并气体，而速度接近光速的费米子（其粒子能量大于静止质量能量）的简并态称为相对论性简并态物质。
拉尔夫·福勒在1926年首度描述离子和电子混合的简并态物质[5]，观测显示白矮星的电子是在高密度的状态（遵守费米-狄拉克统计，尚未使用到简并态这个术语），其压力高于离子的粒子压力。
概念
如果电浆一再降温和增压，它最终将不可能再进一步的被压缩。这是由包立不相容原理指出，两个费米子不能共用相同的量子态。当处于如此高压的状态，因为没有为粒子留下多馀的空间，每个粒子的位置都有明确的定义。这时由于海森堡不确定原理，ΔpΔx ≥ ħ/2，此处的Δp是粒子不确定的动量，而Δx是不确定的位置。Δx较小，就意味着Δp较大，即粒子的动量在极度压缩下仍是极端不确定的。因此，即使电浆的温度够低，这些粒子的平均移动速度仍然非常快。这导致的结论是，即使已将物体压缩至极小的空间内，仍然需要巨大的力量来控制粒子的动量。
不同于压力正比于温度的古典理想气体（P = nkT/V，此处的P是压力，V是体积，n是粒子的数量 －典型的原子或分子，k是波兹曼常数，和T是温度），简并态物质的压力与温度的关联非常微弱，特别是，温度尚未达到零度，或即使已在绝对零度。在相对较低的密度下，完全简并态气体给出的压力是P = K(n/V)5/3
，此处K取决于组成气体粒子的特性。在非常高的密度，大多数的粒子被迫进入 相对论性动能量子状态，给出的压力是P = K′(n/V)4/3
，此处的K′依然取决于组成气体粒子的特性[6]。
所有物质都存在著正常的热压力和简并压力，但在常见的气体，热压力占主导地位，而简并压力可以忽略不计。同样的，简并态物质仍然有正常的热压力，但在极高的密度下，简并压力通常占有主导性。
引人注意的简并态物质例子包括中微子、夸克、金属氢和白矮星物质。简并压力有助于固体的常规压力，但是这些通常不被认为是简并态物质，因为来自原子核的电斥力，和来自电子之间对核的遮罩，为压力提供了重大的贡献。在金属，被当作有效的导体来处理，自由电子被单独当成简并态来对待，而大多数的电子仍被视为占据量子态而受到束缚。这与一颗白矮星的所有电子都被视为占有自由粒子动量的简并态物质，形成鲜明的对比。
简并态气体
相关条目
注解
- ^ H.S. Goldberg, M.D. Scadron. Physics of Stellar Evolution and Cosmology. Taylor & Francis. 1987: 202. ISBN 0-677-05540-4.
- ^ An Introduction to Modern Astrophysics §16.3 "The Physics of Degenerate Matter – Carroll & Ostlie, 2007, second edition. ISBN 0-8053-0402-9
- ^ 3.0 3.1 see http://apod.nasa.gov/apod/ap100228.html （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- ^ 4.0 4.1 Andrew G. Truscott, Kevin E. Strecker, William I. McAlexander, Guthrie Partridge, and Randall G. Hulet, "Observation of Fermi Pressure in a Gas of Trapped Atoms", Science, 2 March 2001
- ^ On Dense Matter （页面存档备份，存于互联网档案馆）, R. H. Fowler, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 87 (1926), pp. 114–122.
- ^ Stellar Structure and Evolution section 15.3 – R Kippenhahn & A. Weigert, 1990, 3rd printing 1994. ISBN 0-387-58013-1
参考资料
- Cohen-Tannoudji, Claude. Advances in Atomic Physics. World Scientific. 2011: 791 [2016-04-07]. ISBN 978-981-277-496-5. （原始内容存档于2012-05-11）.