简并态物质

简单状态物质是费米子物质的一种高密度状态，其中泡利不相容原理施加显着的压力，以补充或代替热压力。 该描述适用于由电子、质子、中子或其他费米子组成的物质。 该术语主要用于天体物理学，指代引力如此极端以至于量子力学效应显着的致密恒星物体。 这种物质自然存在于处于最终演化状态的恒星中，例如白矮星和中子星，在这些恒星中，单靠热压不足以避免引力坍缩。

简单状态物质通常被建模为理想的费米气体，即非相互作用费米子的集合体。 在量子力学描述中，限制在有限体积内的粒子可能只需要一组离散的能量，称为量子态。 泡利不相容原理防止相同的费米子占据相同的量子态。 在总能量最低时（当粒子的热能可以忽略不计时），所有最低能量的量子态都被填充。 这种状态被称为完全退化。 即使在xxx零温度下，这种简并压力仍然不为零。 添加粒子或减小体积会迫使粒子进入更高能量的量子态。 在这种情况下，需要压缩力，并表现为抵抗压力。 关键特征是这种简并压力不依赖于温度，而只依赖于费米子的密度。 简并压力使致密的恒星保持平衡，与恒星的热结构无关。

费米子的速度接近光速（粒子动能大于其静止质量能量）的简并质量称为相对论简并物质。

简并恒星的概念，即由简并物质组成的恒星物体，最初是在亚瑟·爱丁顿、拉尔夫·福勒和亚瑟·米尔恩的共同努力下提出的。 爱丁顿曾提出，天狼星 B 中的原子几乎完全电离并紧密堆积。 福勒将白矮星描述为由在低温下退化的气体粒子组成。 米尔恩提出，简并物质存在于大多数恒星的原子核中，而不仅仅是致密恒星。

如果等离子体被冷却并处于不断增加的压力下，最终将无法进一步压缩等离子体。 此约束是由于泡利不相容原理，该原理指出两个费米子不能共享相同的量子态。 当处于这种高度压缩状态时，由于任何粒子都没有额外的空间，因此粒子的位置非常明确。 由于高度压缩等离子体的粒子位置具有非常低的不确定性，因此它们的动量非常不确定。 因此，即使等离子体很冷，这些粒子的平均移动速度也必须非常快。 大动能导致的结论是，为了将物体压缩到非常小的空间中，需要巨大的力来控制其粒子的动量。

不同于经典的理想气体，其压力与其温度成正比 P = k B N T V ， {displaystyle P=k_{rm {B}}{frac {NT}{V}},} 其中 P 是压力 ，kB 是玻尔兹曼常数，N 是粒子数——通常是原子或分子——T 是温度，V 是体积，简并物质施加的压力仅微弱地依赖于它的温度。 特别是，即使在xxx零温度下，压力也保持非零。 在相对较低的密度下，完全简并气体的压力可以通过将系统视为理想费米气体来导出，在非常高的密度下，大多数粒子被迫进入具有相对论能量的量子态，。

所有物质都会经历正常的热压力和简并压力，但在常见的气体中，热压力占主导地位，简并压力可以忽略不计。 同样，简并物质仍然具有正常的热压力，简并压力占主导地位，以至于温度对总压力的影响可以忽略不计。 相邻的图显示了相对于经典理想气体，费米气体在冷却时压力如何饱和。