Fermi gas (original) (raw)
Fermiho plyn je kvantový plyn tvořený fermiony.
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | غاز فيرمي هو أداء لعدد كبير من الفرميونات التي سميت باسم مكتشفها انريكو فيرمي، وهي جسيمات تخضع لإحصاء فيرمي ديراك الذي يحدد توزيع طاقة الفرميونات في غاز فيرمي عند التوازن الحراري، وتتميز ودرجة حرارة ومجموعة من حالات الطاقة المتاحة. من مبدأ باولي لايمكن لأي حالة كمية أن تأخذ أكثر من فرميون واحد بخصائص متماثلة. لذا فغاز فيرمي على العكس من لايمكنه التكثف إلى تكاثف بوز وأينشتاين. فالطاقة الاجمالية لغاز فيرمي في درجة الصفر المطلق هو أكبر من مجموع الحالات القاعية لجسيم مفرد لأن مبدأ باولي يعرض نوعا من التفاعل أو الضغط الذي يحافظ على الفرميونات منفصلة ومتحركة. لهذا السبب فإن ضغط غاز فيرمي ليس صفريا حتى في درجة حرارة الصفر، على العكس من الغاز المثالي الكلاسيكي، ويسمى هذا الذي يحافظ على استقرار النجم النيوتروني (غاز فيرمي من النيوترونات) أو نجم قزم أبيض (غاز فيرمي من الالكترونات) ضد سحب الجاذبية إلى الداخل، والتي تسبب بانهيار النجم الظاهري إلى ثقب أسود. إلا إذا كان حجم النجم هائلا بما يكفي للتغلب على ضغط الانحطاط. من الممكن معرفة درجة الحرارة فيرمي تحت مايمكن اعتباره غازا منحل (تقريبا يستمد الضغط حصريا مبدأ باولي). وتعتمد درجة الحرارة تلك على كتلة الفرميونات وكثافة طاقة المستويات. ففي المعادن تكون درجة حرارة فيرمي لغاز الإلكترون عدة آلاف كلفن، لذا تعتبر تلك منحلة في التطبيقات البشرية. ويطلق على الطاقة القصوى للفرميونات في درجة الصفر اسم طاقة فيرمي. (ar) Fermiho plyn je kvantový plyn tvořený fermiony. (cs) Als Fermigas (nach Enrico Fermi, der es 1926 erstmals vorstellte) bezeichnet man in der Quantenphysik ein System identischer Teilchen vom Typ Fermion, die in großer Anzahl vorliegen, so dass man sich zur Beschreibung auf statistische Aussagen (beispielsweise zu Temperatur, Druck, Teilchendichte) beschränkt. Anders als bei der Behandlung der Gase in der klassischen Physik wird beim Fermigas das quantentheoretische Ausschließungsprinzip berücksichtigt. Das ideale Fermigas ist die einfachste Modellvorstellung hierzu, in der man die Wechselwirkung der Teilchen untereinander völlig vernachlässigt. Dies ist analog zum Modell des idealen Gases in der klassischen Physik und stellt eine starke Vereinfachung dar. Sie führt aber mithilfe einfacher Formeln in vielen praktisch wichtigen Fällen zu korrekten Voraussagen von klassisch nicht verständlichen Eigenschaften. Beispiele sind * das Elektronengas, das in metallischen Festkörpern und Halbleitern für die elektrische Leitfähigkeit sorgt, * Protonen und Neutronen im Atomkern, * Neutronen in Neutronensternen, * flüssiges Helium-3. (de) An ideal Fermi gas is a state of matter which is an ensemble of many non-interacting fermions. Fermions are particles that obey Fermi–Dirac statistics, like electrons, protons, and neutrons, and, in general, particles with half-integer spin. These statistics determine the energy distribution of fermions in a Fermi gas in thermal equilibrium, and is characterized by their number density, temperature, and the set of available energy states. The model is named after the Italian physicist Enrico Fermi. This physical model can be accurately applied to many systems with many fermions. Some key examples are the behaviour of charge carriers in a metal, nucleons in an atomic nucleus, neutrons in a neutron star, and electrons in a white dwarf. (en) Un gas de Fermi es un modelo físico, un sistema ideal de fermiones libres, es decir, que no interactúan entre sí, a diferencia de un líquido de Fermi, en el que sí existen interacciones.. Puesto que protones, neutrones y electrones están descritos por la estadística de Fermi, se pueden describir en una primera aproximación con este modelo de gas de Fermi los nucleones en el interior del núcleo atómico, los neutrones en una estrella de neutrones o los electrones de conducción de un metal o semiconductor. La distribución de la energía de los fermiones en un gas de Fermi en equilibrio térmico se determina por su , temperatura, y el conjunto de estados de energía disponible, a través de la estadística de Fermi-Dirac. Por el principio de Pauli, ningún estado cuántico puede ser ocupado por más de un fermión (con propiedades idénticas), y así un gas de Fermi, a diferencia de un gas de Bose, está prohibido que condense en un condensado de Bose-Einstein. Por lo tanto la energía total del gas de Fermi en el cero absoluto es mayor que la suma de las energías de los estados fundamentales de las partículas aisladas, debido a que el principio de Pauli actúa como una especie de interacción/presión que mantiene a los fermiones separados y en movimiento.Por esta razón, la presión de un gas de Fermi es distinta de cero, incluso a temperatura cero, en contraste con la de un gas ideal clásico. Esta llamada estabiliza una estrella de neutrones (un gas de Fermi de neutrones) o una estrella enana blanca (un gas de Fermi de electrones) contra la fuerza centrípeta de la gravedad, que aparentemente provocaría el colapso de la estrella en un agujero negro. Sólo cuando una estrella es suficientemente masiva para superar la presión de degeneración puede colapsar en una singularidad.. (es) 페르미 기체(Fermi gas) 또는 자유전자기체는 상호작용이 없는 페르미온들의 집합이다. 이 기체는 페르미온 형태를 가지는 이상기체의 양자역학적 형태이다. 대체로 전자나 금속, 그리고 반도체와 중성자별 내부의 중성자를 페르미 기체로 생각할 수 있다. 열평형을 이룬 페르미 기체에서 페르미온의 에너지 분포는 밀도, 온도, 그리고 페르미-디랙 통계에 의한 가능한 에너지 상태에 의하여 결정된다. 파울리 배타 원리에 의해 한 양자 상태에 두 개 이상의 페르미온이 위치할 수 없다. 따라서 절대 영도에서의 페르미 기체의 총 에너지량은 입자수와 바닥상태의 에너지를 갖는 단일 입자보다 크다. 이러한 이유로, 페르미 기체의 압력은 이상기체와는 달리 절대 영도에서 0이 아닌 값을 나타낸다. 이른바 축퇴압력 이라 불리는 이것은 중성자별(중성자 페르미 기체)이나 백색왜성(전자 페르미 기체) 내부의 중력의 당기는 힘에 대항하여 안정화시킨다. 기체가 축퇴되는 것으로 여겨지고, 이것으로 를 정의할 수 있다. 이 온도는 페르미온의 질량과 에너지 상태밀도에 의존한다. 금속에서, 전자 기체의 페르미 온도는 일반적으로 수천 캘빈이므로, 축퇴되었다고 생각할 수 있다. 절대영도에서 페르미온이 가지는 최대 에너지를 페르미 에너지라고 한다. 운동량 공간에서의 페르미 에너지의 표면은 페르미 면으로 알려져 있다. 상호작용이 정의에 의해 무시되었기 때문에 페르미 가스의 평형성이나 역학적인 특성을 처리하는 문제는 한개의 독립된 한개의 입자의 특성을 공부하는 것으로 줄어든다. 그와 같은 입장으로, 상대적으로 다루기 쉽고 더욱 발전된 이론( 이론이나 상호 작용에서의 섭동이론)의 상호작용을 고려한 정확도 있는 출발점의 형태를 가진다. (ko) フェルミ気体 (英: Fermi gas) とは、数多くのフェルミ粒子（名前はエンリコ・フェルミに由来）の集まった相のこと。フェルミ粒子はフェルミ＝ディラック統計に従う粒子である。これらの統計は熱平衡状態のフェルミ気体におけるフェルミ粒子のエネルギー分布を決め、その数密度、温度、可能なエネルギー状態の組によって特徴づけられる。 パウリの排他原理により同じ量子数の組をもつ量子状態を２つ以上のフェルミ粒子がとることができない。よってボース気体とは異なり、相互作用のないフェルミ気体はボース＝アインシュタイン凝縮を起こすことは禁じられるが、相互作用があるフェルミ気体では凝縮を起こす場合もある。絶対零度でのフェルミ気体の全エネルギーは１粒子基底状態の和よりも大きくなる。なぜならパウリの排他原理は、ある種の相互作用や圧力によって互いのフェルミ粒子が同じ状態にならないように動くことを意味しているからである。この理由のため、古典的な理想気体とは対照的に、温度０においてもフェルミ気体の圧力は０にはならない。縮退圧と呼ばれるこの圧力は、中性子星（中性子のフェルミ気体）や白色矮星（電子のフェルミ気体）を、表面上は星を崩壊させブラックホールにする内部へ向かう重力に対して安定化する。星が十分に質量を持ち、縮退圧に打ち勝つときにのみ、崩壊して特異点となる。 その温度以下では気体は縮退すると言えるような温度が定義でき、フェルミ温度という（そのときの圧力はほぼパウリの原理のみに由来する）。フェルミ温度はフェルミ粒子の質量とエネルギー状態密度に依存する。金属では、電子気体のフェルミ温度は一般的に数千ケルビンであり、日常的な条件では縮退しているといえる。温度ゼロでのフェルミ粒子のエネルギー最大値はフェルミエネルギーと呼ばれる。運動量空間におけるフェルミエネルギー面は、フェルミ面として知られる。 (ja) In fisica, in particolare in meccanica statistica, un gas di Fermi è un gas di fermioni. La statistica di Fermi-Dirac permette di determinare la distribuzione dell'energia per un gas di fermioni all'equilibrio termico conoscendone la densità, la temperatura e il set di stati energetici possibili. Con questo modello possono essere in prima approssimazione descritti i nucleoni all'interno del nucleo atomico o gli elettroni di conduzione in un metallo. (it) Gaz Fermiego (gaz elektronowy Fermiego, gaz fermionów) – model opisujący idealny gaz kwantowy nieoddziałujących fermionów. Jest kwantowomechanicznym odpowiednikiem klasycznego gazu doskonałego dla cząstek podlegających statystyce Fermiego-Diraca. Zachowanie elektronów w metalach i półprzewodnikach, neutronów w gwiazdach neutronowych może być z pewnym przybliżeniem w niektórych sytuacjach opisywane przez idealny gaz Fermiego. (pl) Um gás de férmions, gás de Fermi ou gás de elétrons livres é um conjunto de férmions não interativos. É a versão na Mecânica Quântica de um gás ideal, para o caso de partículas fermiônicas. Elétrons em metais e semicondutores e nêutrons em estrelas de nêutrons podem aproximadamente ser considerados gases de Fermi. A distribuição de energia dos férmions em um gás de Fermi em equilíbrio térmico é determinada por sua densidade, pela temperatura e pelos estados de energia disponíveis, via a estatística de Fermi-Dirac. Pelo princípio de exclusão de Pauli, nenhum estado quântico pode ser ocupado por mais que um férmion, então a energia total do gás de Fermi à temperatura do zero absoluto é tão grande quanto o produto do número de partículas pelo estado de energia de cada partícula. Por esta razão, a pressão de um gás Fermi é diferente de zero na temperatura de zero absoluto, em contraste com um gás ideal clássico. Esta então chamada pressão de degenerescência estabiliza uma estrela de nêutrons (um gás de Fermi de nêutrons) ou uma estrela anã branca (um gás de Fermi de elétrons) contra a tração interna da gravidade. É possível definir uma temperatura de Fermi abaixo do qual o gás pode ser considerado degenerado. Esta temperatura depende da massa dos férmions e da energia da densidade dos estados. Para metais, a temperatura do gás de elétrons de Fermi é geralmente de muitos milhares de kelvins, quando então eles podem ser considerados degenerados. A máxima energia dos férmions a temperatura do zero absoluto é chamada energia de Fermi. A superfície da energia de Fermi no momento espacial é chamada superfície de Fermi. Desde que as interações são negligenciadas por definição, o problema de tratar propriedades do equilíbrio e o comportamento dinâmico de um gás de Fermi se reduz ao estudo do comportamento de partículas independentes e isoladas. Como está, é ainda relativamente tratável e dá forma ao ponto de servir de base para teorias mais avançadas (tais como a teoria do líquido de Fermi ou a teoria perturbacional) as quais levam em conta as interações com algum grau de exatidão. (pt) Фе́рми-газ (или идеальный газ Фе́рми — Дира́ка) — газ, состоящий из частиц, удовлетворяющих статистике Ферми — Дирака, имеющих малую массу и высокую концентрацию. Например, электроны в металле. В первом приближении можно считать, что потенциал, действующий на электроны в металле, является постоянной величиной и благодаря сильному экранированию положительно заряженными ионами можно пренебречь электростатическим отталкиванием между электронами. Тогда электроны металла можно рассматривать как идеальный газ Ферми — Дирака — электронный газ. (ru) 在物理学中，費米氣體（Fermi gas），又稱為自由电子氣體（free electron gas）、费米原子气体，是一个量子统计力学中的理想模型，指的是一群不相互作用的費米子。 費米氣體是理想氣體的量子力學版本。在金屬內的電子、在半導體內的電子或在中子星裏的中子，都可以被視為近似於費米氣體。處於熱力平衡的費米氣體裏，費米子的能量分布，是由它們的（number density）、溫度、與尚存在能量量子態集合，依照費米-狄拉克統計的方程式而表徵。泡利不相容原理闡明，不允許兩個或兩個以上的費米子佔用同一个量子態。因此，在絕對零度，費米氣體的總能量大於費米子數量與單獨粒子基態能量的乘積，並且，費米氣體的壓力，稱為「簡併壓力」，不等於零。這與經典理想氣體的現象有很明顯的不同。簡併壓力使得中子星或白矮星能夠抵抗萬有引力的壓縮，因而得到穩定平衡，不致向內爆塌。 在低温下，玻色原子气体可以形成玻色-爱因斯坦凝聚（Bose-Einstein condensation, BEC），这是由爱因斯坦在1925年的理论而预言的。费米子由于泡利不相容原理，不能形成BEC。但可通过Feshbach共振，利用磁场调节费米原子间的相互作用，使费米子配对转变成玻色型粒子而形成BEC。 由於前述定義忽略了粒子與粒子之間的相互作用，費米氣體問題約化為研究一群獨立的費米子的物理行為的問題。這問題本身相當容易解析。一些更深奧，更進階，更精密的理論，牽涉到粒子與粒子之間的互相作用的理論（像費米液體理論或相互作用的微擾理論），時常會以費米氣體問題為研究的開端。 (zh) Фермі́-газ, або ідеа́льний газ Фермі́ — Дірака — газ, що складається з ферміонів, частинок, які підпорядковуються статистиці Фермі—Дірака. Наприклад, електрони в металі. У першому наближенні можна вважати що потенціал, який діє на електрони в металі, є постійною величиною і завдяки сильному екрануванню позитивно зарядженими іонами можна знехтувати електростатичним відштовхуванням між електронами. Тоді електрони металу можна розглядати як ідеальний газ Фермі-Дірака. (uk) |
| dbo:thumbnail | wiki-commons:Special:FilePath/FermiZustaendeA.png?width=300 |
| dbo:wikiPageID | 181983 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 34222 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1055939066 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Canonical_ensemble dbc:Phases_of_matter dbr:Pressure dbr:Proton dbr:Quantum_harmonic_oscillator dbr:Quantum_number dbr:Quantum_state dbr:Electron_degeneracy_pressure dbc:Fermi–Dirac_statistics dbr:Black_hole dbr:Boltzmann_constant dbr:Degenerate_energy_levels dbr:Perturbation_theory_(quantum_mechanics) dbr:Ultrarelativistic_limit dbr:Degenerate_matter dbr:Reciprocal_lattice dbr:Thermodynamic_potential dbr:Complete_Fermi–Dirac_integral dbr:Chemical_potential dbr:Gas_in_a_box dbr:Quasiparticle dbr:Effective_mass_(solid-state_physics) dbr:Electron dbr:Electron_rest_mass dbr:Enrico_Fermi dbr:Free_electron_model dbr:Gauge_fixing dbr:Grand_canonical_ensemble dbr:Gravity dbr:Momentum dbr:N._David_Mermin dbr:Cooper_pair dbr:Crystal_momentum dbr:Crystal_structure dbr:Lev_Landau dbr:Magnetic_moment dbr:Star dbr:Subatomic_particle dbr:Combinatorics dbr:Density_of_states dbr:Half-integer dbr:State_of_matter dbr:White_dwarf dbr:First_law_of_thermodynamics dbr:Floor_and_ceiling_functions dbr:Nucleon dbr:Particle_in_a_box dbr:Partition_function_(statistical_mechanics) dbr:Grand_potential dbr:Number_density dbr:Pauli_exclusion_principle dbr:Nearly_free_electron_model dbc:Quantum_models dbr:Ground_state dbr:Group_velocity dbr:Atomic_nucleus dbr:Introduction_to_Solid_State_Physics dbr:Isotropic dbr:Temperature dbr:Jellium dbr:Fermi-Dirac_statistics dbr:Absolute_zero dbr:Chandrasekhar_limit dbr:Charles_Kittel dbr:Kelvin dbr:Sun dbr:Potential_well dbr:BCS_theory dbr:Bose_gas dbr:Bose–Einstein_condensate dbr:Boson dbc:Ideal_gas dbr:Bulk_modulus dbr:Planck_constant dbr:Plasma_(physics) dbr:Polylogarithm dbr:Special_relativity dbr:Spin-1/2 dbr:Spin_(physics) dbr:Fermi_liquid_theory dbr:Fermi_surface dbr:Fermion dbr:Fermionic_condensate dbr:Fermi–Dirac_statistics dbr:MeV dbr:Ideal_gas dbr:Identical_particles dbr:Metal dbr:Microcanonical_ensemble dbr:Neil_Ashcroft dbr:Neutron dbr:Neutron_star dbr:Mathematical_model dbr:Semiconductor dbr:Without_loss_of_generality dbr:Screening_effect dbr:Thermal_equilibrium dbr:Factorial dbr:Sommerfeld_expansion dbr:Two-dimensional_electron_gas dbr:Thermodynamic_limit dbr:Bloch_electron dbr:Rest_mass dbr:Particle_number_density dbr:Nuclear_radius dbr:Thomas–Fermi_approximation dbr:Degeneracy_pressure dbr:Internal_chemical_potential dbr:File:ChandrasekharLimitGraph.svg dbr:File:FermiZustaendeA.png dbr:File:Quantum_ideal_gas_entropy_3d.svg dbr:File:Quantum_ideal_gas_pressure_3d.svg dbr:File:Nucleus_drawing.svg dbr:File:Free-electron_DOS.svg dbr:File:K-space.JPG |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Cite_check_section dbt:Box dbt:1/2 dbt:Authority_control dbt:ISBN dbt:Main dbt:Math dbt:More_citations_needed dbt:Reflist dbt:See_also dbt:Short_description dbt:Use_American_English dbt:Condensed_matter_physics |
| dcterms:subject | dbc:Phases_of_matter dbc:Fermi–Dirac_statistics dbc:Quantum_models dbc:Ideal_gas |
| gold:hypernym | dbr:Ensemble |
| rdf:type | owl:Thing yago:Body109224911 yago:Fermion109279161 yago:NaturalObject100019128 yago:Object100002684 yago:Particle109386422 yago:PhysicalEntity100001930 dbo:Band yago:Whole100003553 yago:WikicatFermions |
| rdfs:comment | Fermiho plyn je kvantový plyn tvořený fermiony. (cs) In fisica, in particolare in meccanica statistica, un gas di Fermi è un gas di fermioni. La statistica di Fermi-Dirac permette di determinare la distribuzione dell'energia per un gas di fermioni all'equilibrio termico conoscendone la densità, la temperatura e il set di stati energetici possibili. Con questo modello possono essere in prima approssimazione descritti i nucleoni all'interno del nucleo atomico o gli elettroni di conduzione in un metallo. (it) Gaz Fermiego (gaz elektronowy Fermiego, gaz fermionów) – model opisujący idealny gaz kwantowy nieoddziałujących fermionów. Jest kwantowomechanicznym odpowiednikiem klasycznego gazu doskonałego dla cząstek podlegających statystyce Fermiego-Diraca. Zachowanie elektronów w metalach i półprzewodnikach, neutronów w gwiazdach neutronowych może być z pewnym przybliżeniem w niektórych sytuacjach opisywane przez idealny gaz Fermiego. (pl) Фе́рми-газ (или идеальный газ Фе́рми — Дира́ка) — газ, состоящий из частиц, удовлетворяющих статистике Ферми — Дирака, имеющих малую массу и высокую концентрацию. Например, электроны в металле. В первом приближении можно считать, что потенциал, действующий на электроны в металле, является постоянной величиной и благодаря сильному экранированию положительно заряженными ионами можно пренебречь электростатическим отталкиванием между электронами. Тогда электроны металла можно рассматривать как идеальный газ Ферми — Дирака — электронный газ. (ru) Фермі́-газ, або ідеа́льний газ Фермі́ — Дірака — газ, що складається з ферміонів, частинок, які підпорядковуються статистиці Фермі—Дірака. Наприклад, електрони в металі. У першому наближенні можна вважати що потенціал, який діє на електрони в металі, є постійною величиною і завдяки сильному екрануванню позитивно зарядженими іонами можна знехтувати електростатичним відштовхуванням між електронами. Тоді електрони металу можна розглядати як ідеальний газ Фермі-Дірака. (uk) غاز فيرمي هو أداء لعدد كبير من الفرميونات التي سميت باسم مكتشفها انريكو فيرمي، وهي جسيمات تخضع لإحصاء فيرمي ديراك الذي يحدد توزيع طاقة الفرميونات في غاز فيرمي عند التوازن الحراري، وتتميز ودرجة حرارة ومجموعة من حالات الطاقة المتاحة. من الممكن معرفة درجة الحرارة فيرمي تحت مايمكن اعتباره غازا منحل (تقريبا يستمد الضغط حصريا مبدأ باولي). وتعتمد درجة الحرارة تلك على كتلة الفرميونات وكثافة طاقة المستويات. ففي المعادن تكون درجة حرارة فيرمي لغاز الإلكترون عدة آلاف كلفن، لذا تعتبر تلك منحلة في التطبيقات البشرية. ويطلق على الطاقة القصوى للفرميونات في درجة الصفر اسم طاقة فيرمي. (ar) Als Fermigas (nach Enrico Fermi, der es 1926 erstmals vorstellte) bezeichnet man in der Quantenphysik ein System identischer Teilchen vom Typ Fermion, die in großer Anzahl vorliegen, so dass man sich zur Beschreibung auf statistische Aussagen (beispielsweise zu Temperatur, Druck, Teilchendichte) beschränkt. Anders als bei der Behandlung der Gase in der klassischen Physik wird beim Fermigas das quantentheoretische Ausschließungsprinzip berücksichtigt. (de) An ideal Fermi gas is a state of matter which is an ensemble of many non-interacting fermions. Fermions are particles that obey Fermi–Dirac statistics, like electrons, protons, and neutrons, and, in general, particles with half-integer spin. These statistics determine the energy distribution of fermions in a Fermi gas in thermal equilibrium, and is characterized by their number density, temperature, and the set of available energy states. The model is named after the Italian physicist Enrico Fermi. (en) Un gas de Fermi es un modelo físico, un sistema ideal de fermiones libres, es decir, que no interactúan entre sí, a diferencia de un líquido de Fermi, en el que sí existen interacciones.. Puesto que protones, neutrones y electrones están descritos por la estadística de Fermi, se pueden describir en una primera aproximación con este modelo de gas de Fermi los nucleones en el interior del núcleo atómico, los neutrones en una estrella de neutrones o los electrones de conducción de un metal o semiconductor. (es) 페르미 기체(Fermi gas) 또는 자유전자기체는 상호작용이 없는 페르미온들의 집합이다. 이 기체는 페르미온 형태를 가지는 이상기체의 양자역학적 형태이다. 대체로 전자나 금속, 그리고 반도체와 중성자별 내부의 중성자를 페르미 기체로 생각할 수 있다. 열평형을 이룬 페르미 기체에서 페르미온의 에너지 분포는 밀도, 온도, 그리고 페르미-디랙 통계에 의한 가능한 에너지 상태에 의하여 결정된다. 파울리 배타 원리에 의해 한 양자 상태에 두 개 이상의 페르미온이 위치할 수 없다. 따라서 절대 영도에서의 페르미 기체의 총 에너지량은 입자수와 바닥상태의 에너지를 갖는 단일 입자보다 크다. 이러한 이유로, 페르미 기체의 압력은 이상기체와는 달리 절대 영도에서 0이 아닌 값을 나타낸다. 이른바 축퇴압력 이라 불리는 이것은 중성자별(중성자 페르미 기체)이나 백색왜성(전자 페르미 기체) 내부의 중력의 당기는 힘에 대항하여 안정화시킨다. (ko) フェルミ気体 (英: Fermi gas) とは、数多くのフェルミ粒子（名前はエンリコ・フェルミに由来）の集まった相のこと。フェルミ粒子はフェルミ＝ディラック統計に従う粒子である。これらの統計は熱平衡状態のフェルミ気体におけるフェルミ粒子のエネルギー分布を決め、その数密度、温度、可能なエネルギー状態の組によって特徴づけられる。 パウリの排他原理により同じ量子数の組をもつ量子状態を２つ以上のフェルミ粒子がとることができない。よってボース気体とは異なり、相互作用のないフェルミ気体はボース＝アインシュタイン凝縮を起こすことは禁じられるが、相互作用があるフェルミ気体では凝縮を起こす場合もある。絶対零度でのフェルミ気体の全エネルギーは１粒子基底状態の和よりも大きくなる。なぜならパウリの排他原理は、ある種の相互作用や圧力によって互いのフェルミ粒子が同じ状態にならないように動くことを意味しているからである。この理由のため、古典的な理想気体とは対照的に、温度０においてもフェルミ気体の圧力は０にはならない。縮退圧と呼ばれるこの圧力は、中性子星（中性子のフェルミ気体）や白色矮星（電子のフェルミ気体）を、表面上は星を崩壊させブラックホールにする内部へ向かう重力に対して安定化する。星が十分に質量を持ち、縮退圧に打ち勝つときにのみ、崩壊して特異点となる。 (ja) Um gás de férmions, gás de Fermi ou gás de elétrons livres é um conjunto de férmions não interativos. É a versão na Mecânica Quântica de um gás ideal, para o caso de partículas fermiônicas. Elétrons em metais e semicondutores e nêutrons em estrelas de nêutrons podem aproximadamente ser considerados gases de Fermi. (pt) 在物理学中，費米氣體（Fermi gas），又稱為自由电子氣體（free electron gas）、费米原子气体，是一个量子统计力学中的理想模型，指的是一群不相互作用的費米子。 費米氣體是理想氣體的量子力學版本。在金屬內的電子、在半導體內的電子或在中子星裏的中子，都可以被視為近似於費米氣體。處於熱力平衡的費米氣體裏，費米子的能量分布，是由它們的（number density）、溫度、與尚存在能量量子態集合，依照費米-狄拉克統計的方程式而表徵。泡利不相容原理闡明，不允許兩個或兩個以上的費米子佔用同一个量子態。因此，在絕對零度，費米氣體的總能量大於費米子數量與單獨粒子基態能量的乘積，並且，費米氣體的壓力，稱為「簡併壓力」，不等於零。這與經典理想氣體的現象有很明顯的不同。簡併壓力使得中子星或白矮星能夠抵抗萬有引力的壓縮，因而得到穩定平衡，不致向內爆塌。 在低温下，玻色原子气体可以形成玻色-爱因斯坦凝聚（Bose-Einstein condensation, BEC），这是由爱因斯坦在1925年的理论而预言的。费米子由于泡利不相容原理，不能形成BEC。但可通过Feshbach共振，利用磁场调节费米原子间的相互作用，使费米子配对转变成玻色型粒子而形成BEC。 (zh) |
| rdfs:label | غاز فيرمي (ar) Fermiho plyn (cs) Fermi gas (en) Ideales Fermigas (de) Gas de Fermi (es) Gas di Fermi (it) フェルミ気体 (ja) 페르미 기체 (ko) Gás de Fermi (pt) Gaz Fermiego (pl) Ферми-газ (ru) Фермі-газ (uk) 費米氣體 (zh) |
| rdfs:seeAlso | dbr:Fermi_level |
| owl:sameAs | freebase:Fermi gas yago-res:Fermi gas wikidata:Fermi gas dbpedia-ar:Fermi gas dbpedia-cs:Fermi gas dbpedia-de:Fermi gas dbpedia-es:Fermi gas dbpedia-fa:Fermi gas dbpedia-he:Fermi gas dbpedia-hr:Fermi gas http://hy.dbpedia.org/resource/Ֆերմի-գազ dbpedia-it:Fermi gas dbpedia-ja:Fermi gas dbpedia-kk:Fermi gas dbpedia-ko:Fermi gas dbpedia-nn:Fermi gas dbpedia-no:Fermi gas dbpedia-pl:Fermi gas dbpedia-pt:Fermi gas dbpedia-ru:Fermi gas http://tg.dbpedia.org/resource/Гази_Ферми dbpedia-tr:Fermi gas dbpedia-uk:Fermi gas http://uz.dbpedia.org/resource/Fermigaz dbpedia-zh:Fermi gas https://global.dbpedia.org/id/9A3E |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Fermi_gas?oldid=1055939066&ns=0 |
| foaf:depiction | wiki-commons:Special:FilePath/FermiZustaendeA.png wiki-commons:Special:FilePath/Free-electron_DOS.svg wiki-commons:Special:FilePath/K-space.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Quantum_ideal_gas_entropy_3d.svg wiki-commons:Special:FilePath/Nucleus_drawing.svg wiki-commons:Special:FilePath/ChandrasekharLimitGraph.svg wiki-commons:Special:FilePath/Quantum_ideal_gas_pressure_3d.svg |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Fermi_gas |
| is dbo:knownFor of | dbr:Enrico_Fermi |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Electron_gas dbr:Fermi_gas_model dbr:Fermion_gas dbr:Sea_of_charge |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Rudolf_Grimm dbr:Electric_current dbr:Electron-on-helium_qubit dbr:Electron_degeneracy_pressure dbr:Density_functional_theory dbr:Charge_carrier dbr:Van_Maanen_2 dbr:Degenerate_matter dbr:Index_of_physics_articles_(F) dbr:Lindhard_theory dbr:Paramagnetism dbr:Nuclear_matter dbr:Gas dbr:Gas_in_a_box dbr:Gas_in_a_harmonic_trap dbr:Superradiant_phase_transition dbr:Electric-field_screening dbr:Electron dbr:Enrico_Fermi dbr:Free_electron_model dbr:Equation_of_state dbr:Density_of_states dbr:Friedel_oscillations dbr:Phase_separation dbr:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_limit dbr:Walter_Kohn dbr:White_dwarf dbr:Heavy_fermion_material dbr:James_B._Anderson dbr:Lindsay_LeBlanc dbr:Edmund_Clifton_Stoner dbr:European_Laboratory_for_Non-Linear_Spectroscopy dbr:Evsei_Rabinovich dbr:Fermi_level dbr:Feshbach_resonance dbr:Nicholas_Read dbr:Free_electron dbr:List_of_things_named_after_Enrico_Fermi dbr:Nearly_free_electron_model dbr:Atomtronics dbr:Introduction_to_Solid_State_Physics dbr:Jellium dbr:Atomic_clock dbr:Absolute_zero dbr:Chanchal_Kumar_Majumdar dbr:Chandrasekhar_limit dbr:John_Clive_Ward dbr:Jun_Ye dbr:Landau_quantization dbr:Relativistic_Euler_equations dbr:Diamagnetism dbr:Bose_gas dbr:Classical_fluid dbr:Fermi_energy dbr:Fermi_liquid_theory dbr:Fermi_surface dbr:Fermionic_condensate dbr:Fermi–Dirac_statistics dbr:Ideal_gas dbr:Identical_particles dbr:Oganesson dbr:Randall_G._Hulet dbr:Surface_plasmon dbr:Van_Hove_singularity dbr:Shortcuts_to_adiabaticity dbr:Thermal_de_Broglie_wavelength dbr:Photon_gas dbr:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_equation dbr:Solid-state_physics dbr:Wilson_ratio dbr:Outline_of_physics dbr:Two-dimensional_electron_gas dbr:Sonic_black_hole dbr:Thomas–Fermi_screening dbr:Two-dimensional_gas dbr:Wigner_crystal dbr:Electron_gas dbr:Fermi_gas_model dbr:Fermion_gas dbr:Sea_of_charge |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Fermi_gas |
