Degenerate matter (original) (raw)
Degenereca materio signifas ke la eroj de materio estas en tiaj fizikaj kondiĉoj ke ili ne plu sekvas la leĝojn de la kvantuma mekaniko.
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | S'anomena matèria degenerada a aquella en la qual una fracció important de la pressió prové del principi d'exclusió de Pauli, que estableix que dos fermions no poden tenir els mateixos nombres quàntics. Depenent de les condicions, la degeneració de diferents partícules pot contribuir a la pressió d'un objecte compacte, de manera que una nana blanca és sostinguda per la degeneració d'electrons, mentre que una estrella de neutrons no col·lapsa a causa de l'efecte combinat de la pressió de neutrons degenerats i la pressió deguda a la part repulsiva de la interacció forta entre barions. Aquestes restriccions en els estats quàntics fan que les partícules adquireixin moments molt elevats, ja que no tenen altres posicions de l'espai de fases on situar-se, es pot dir que el gas, en no poder ocupar més posicions, es veu obligat a estendre's en l'espai de moments amb la limitació de la velocitat c. Així doncs, en estar tan comprimida la matèria dels estats energèticament baixos, s'omplen de seguida, per la qual cosa moltes partícules no tenen més remei que col·locar-se en estats molt energètics, cosa que comporta una pressió addicional d'origen quàntic. Si la matèria està prou degenerada, aquesta pressió dominarà, de molt, sobre totes les altres contribucions. Aquesta pressió és, a més, independent de la temperatura i únicament dependent de la densitat. Calen grans densitats per a arribar als estats de degeneració de la matèria. Per a la degeneració d'electrons, es requerirà una densitat al voltant dels 10⁶ g/cm³, (1000 kg/cm³); per a la dels neutrons, en caldrà molta més encara, aproximadament 10 14 g/cm³(100.000 tones/cm³). Aquest estat de la matèria s'ha trobat a les estrelles, i més particular en nanes blanques i estrelles de neutrons. (ca) Degenerovaný plyn je plyn s tak vysokou hustotou, že jeho fyzikální vlastnosti se v důsledku kvantových efektů podstatně odlišují od vlastností ideálního plynu (stavová rovnice). Kinetická energie částic a tlak degenerovaného plynu nezávisí na teplotě, ale jen na hustotě, t. j. na počtu částic v jednotkovém objemu. Hustota, při které se plyn degeneruje, závisí na hmotnosti částic plynu: Čím je hmotnost částic vyšší, tím vyšší hustota podmiňuje vznik degenerovaného plynu. Při hustotách okolo 5 · 103 g·cm−3 nastává degenerace elektronového plynu (elektronová degenerace), která se vyskytuje např. v bílých trpaslících. Gradient tlaku tohoto degenerovaného plynu udržuje hvězdu v rovnovážném stavu bez ohledu na její vnitřní teplotu. Při hustotách okolo 1012 g·cm−3 nastává degenerace neutronového plynu (neutronová degenerace), který vzniknul , tj. „vtlačením“ elektronů do jader atomů, čímž se v jádrech změnily protony na neutrony a jádra se slila. Tento stav degenerovaného plynu se vyskytuje v neutronových hvězdách. V hypotetických kvarkových hvězdách dochází ke kvarkové degeneraci, kdy obrovský tlak v jádru hvězdy rozbije neutrony a uvolní jednotlivé kvarky, zejména u, d, s. (cs) مادة متحللة في الفيزياء (بالإنجليزية: degenerate matter) هي مادة توجد غالبا في النجوم تحت ضغط عالي جدا جدا ولها كثافة عالية جدا جدا، تلعب في تولدها صفات كمومية لتلك الأجرام. ويقصد بتحلل المادة هنا أنها ليست غاز إلكترونات أو غاز بروتونات. ولا تنطبق تلك التسمية مع مفهوم انفطار (فيزياء) في ميكانيكا الكم، حيث الانفطار يعني انفطار خطوط طيف العناصر تحت تأثير مجال مغناطيسي خارجي. إذا كان قلب النجم مضغوطًا، تصبح الذرات والإلكترونات أكثر قربًا من بعضها. بشكلٍ طبيعي مثل هذا الضغط يحدث إذا انخفضت درجة الحرارة في القلب ونتيجةً لذلك ينخفض أيضًا الضغط الحراري الذي يجابه قوة الجاذبية. لكن الإلكترونات لا يمكنها الاقتراب من بعضها أكثر مما تسمح به قوانين ميكانيكا الكم، ووفق هذه القوانين من غير الممكن أن يحتل أكثر من إلكترونين في الذرة نفسها الحالة الكمومية نفسها، ما يعني أنه إذا كانت المادة مضغوطة إلى درجة معينة، يؤدي مبدأ استبعاد باولي إلى إحداث ضغطٍ معاكس يسمى ضغط التحلّل الذي يمنع المزيد من تقلص المادة، وبسبب ضغط التحلل هذا يمكن للمادة احتمال ضغط أعلى مما يمكنها احتماله إذا كانت دون تحلل. إحدى النتائج الهامة أن ضغط المادة المتحللة لا يعتمد على درجة الحرارة بعد ذلك كما هو الحال بالنسبة للمادة العادية عند زيادة درجة حرارتها تسبب غازًا لتزيد ضغطها (انظر قانون الغازات المثالية). ضمن أمور أخرى تلعب هذه الحقيقة دورًا حاسمًا مع المستعر الأعظم من النوع la. الآن، من خلال زيادة الضغط على المادة المتحللة لا يوجد المزيد من الضغط بسبب مبدأ استبعاد باولي، لكن بدلًا عن ذلك تزداد السرعة التي تتحرك بها الإلكترونات، بهذه الطريقة يمكن للضغط الواقع على المادة المتحللة أن يزداد دون انهيار المادة. على أي حال، إذا ازداد الضغط إلى درجةٍ معينة (حد شاندراسيخار) تقترب سرعة الإلكترونات من سرعة الضوء، ولا يوجد شيء في هذا الكون يصل إلى سرعة الضوء أو يتجاوزها. فعند هذه النقطة لا يبقى ضغط التحلل قادرًا على احتمال ضغط المادة وتنهار المادة فجأة. في علم الفلك يحدث ذلك مع انهيار قلب المستعر الأعظم (من النوع 2، 1 ب، 1 سي). (ar) Degenereca materio signifas ke la eroj de materio estas en tiaj fizikaj kondiĉoj ke ili ne plu sekvas la leĝojn de la kvantuma mekaniko. (eo) Entartete Materie (auch degenerierte Materie) ist Materie in einem Zustand, der aufgrund quantenmechanischer Effekte von dem in der klassischen Physik bekannten Verhalten abweicht. Dies tritt allgemein bei sehr großer Dichte oder sehr niedriger Temperatur ein, gilt aber auch schon unter Normalbedingungen für die Leitungselektronen in Metallen. Der Begriff Entartung hat hier eine andere Bedeutung als bei entarteten Energieniveaus. Entartete Materie ist im Universum weit verbreitet. Man schätzt, dass etwa 10 % aller Sterne Weiße Zwerge sind, die aus entarteter Materie (vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff) bestehen. In Weißen Zwergen sind die Elektronen entartet, in Neutronensternen die Neutronen. (de) Degenerate matter is a highly dense state of fermionic matter in which the Pauli exclusion principle exerts significant pressure in addition to, or in lieu of, thermal pressure. The description applies to matter composed of electrons, protons, neutrons or other fermions. The term is mainly used in astrophysics to refer to dense stellar objects where gravitational pressure is so extreme that quantum mechanical effects are significant. This type of matter is naturally found in stars in their final evolutionary states, such as white dwarfs and neutron stars, where thermal pressure alone is not enough to avoid gravitational collapse. Degenerate matter is usually modelled as an ideal Fermi gas, an ensemble of non-interacting fermions. In a quantum mechanical description, particles limited to a finite volume may take only a discrete set of energies, called quantum states. The Pauli exclusion principle prevents identical fermions from occupying the same quantum state. At lowest total energy (when the thermal energy of the particles is negligible), all the lowest energy quantum states are filled. This state is referred to as full degeneracy. This degeneracy pressure remains non-zero even at absolute zero temperature. Adding particles or reducing the volume forces the particles into higher-energy quantum states. In this situation, a compression force is required, and is made manifest as a resisting pressure. The key feature is that this degeneracy pressure does not depend on the temperature but only on the density of the fermions. Degeneracy pressure keeps dense stars in equilibrium, independent of the thermal structure of the star. A degenerate mass whose fermions have velocities close to the speed of light (particle kinetic energy larger than its rest mass energy) is called relativistic degenerate matter. The concept of degenerate stars, stellar objects composed of degenerate matter, was originally developed in a joint effort between Arthur Eddington, Ralph Fowler and Arthur Milne. Eddington had suggested that the atoms in Sirius B were almost completely ionised and closely packed. Fowler described white dwarfs as composed of a gas of particles that became degenerate at low temperature. Milne proposed that degenerate matter is found in most of the nuclei of stars, not only in compact stars. (en) Materia endekatu esaten zaio presioaren frakzio garrantzitsu bat Pauliren bazterketa printzipiotik datorrenari, ezartzen duena bi fermioik ezin dituztela berbera izan. Kondizioen arabera, zenbait partikularen endekapenak objektu trinko baten presioa eragin dezake, eta, hala, nano zuri bat elektroien endekapenak eusten dio; neutroi-izar bat, berriz, ez da kolapsatzen, endekatutako neutroien presioaren eta barioien arteko elkarrekintza bortitzaren aldarapenagatiko presioaren efektu konbinatuagatik. Egoera kuantikoetako murriztapen horien ondorioz, partikulek oso momentu handiak hartzen dituzte, ez baitute kokapen-faseko beste kokalekurik. Esan daiteke gasak, posizio gehiago hartu ezin dituenez, c abiadura mugatuta dagoen uneetan hedatu behar dela. Hala, materia hain konprimituta dagoenez, energetikoki baxuak diren egoerak berehala betetzen dira, eta, beraz, partikula asko egoera oso energetikoetan jarri behar dira, eta horrek jatorri kuantikoko presio gehigarria dakar. Materia behar adina endekatuta badago, presio hori gainerako kontribuzio guztien gainetik nagusituko da. Presio hori, gainera, tenperaturarekiko independentea da eta soilik dentsitatearen mendekoa. Dentsitate handiak behar dira materiaren endekapen-egoeretara iristeko. Elektroiak endekatzeko, 106 g/cm³ inguruko dentsitatea beharko da (1.000 kg/cm³) neutroien dentsitaterako, are gehiago, gutxi gorabehera 1014 g/cm³ (100.000.000 tona/cm³). (eu) Se denomina materia degenerada a aquella en la cual una fracción importante de la presión proviene del principio de exclusión de Pauli, que establece que dos fermiones no pueden tener los mismos números cuánticos. Dependiendo de las condiciones, la degeneración de diferentes partículas puede contribuir a la presión de un objeto compacto, de modo que una enana blanca está sostenida por la degeneración de electrones, mientras que una estrella de neutrones no colapsa debido al efecto combinado de la presión de neutrones degenerados y la presión debida a la parte repulsiva de la interacción fuerte entre bariones. Estas restricciones en los estados cuánticos hacen que las partículas adquieran momentos muy elevados ya que no tienen otras posiciones del espacio de fases donde situarse, se puede decir que el gas al no poder ocupar más posiciones se ve obligado a extenderse en el espacio de momentos con la limitación de la velocidad c. Así pues, al estar tan comprimida la materia los estados energéticamente bajos se ocupan rápidamente por lo que muchas partículas no tienen más remedio que colocarse en estados muy energéticos lo que conlleva una presión adicional de origen cuántico. Si la materia está lo suficientemente degenerada dicha presión dominará, con mucho, sobre todas las demás contribuciones. Esta presión es, además, independiente de la temperatura y únicamente dependiente de la densidad. Hacen falta grandes densidades para llegar a los estados de degeneración de la materia. Para la degeneración de electrones se requerirá de una densidad en torno a los 106 g/cm³, (1000 kg/cm³) para la de los neutrones hará falta mucha más aún, aproximadamente 1014 g/cm³ (100.000.000 Toneladas/cm³). (es) On dit de la matière qu'elle est dégénérée lorsque sa densité est suffisamment élevée pour que le principe d'exclusion de Pauli intervienne à l'échelle macroscopique, ce qui a pour conséquence de modifier la relation qui lie normalement la pression et le volume d'un gaz avec sa température. À partir d'une certaine pression (ou d'une certaine densité), la matière est déstructurée et se comporte comme un gaz. Elle subit alors une force, exercée par ses électrons, qui s'oppose à sa contraction et empêche sa densité d'augmenter, la pression de dégénérescence. Cet état de la matière se rencontre à l'état naturel dans les étoiles, plus particulièrement dans les étoiles en fin de vie que sont les naines blanches et les étoiles à neutrons. On rencontre aussi la matière dégénérée dans l'hydrogène métallique. (fr) 축퇴물질(縮退物質, degenerate matter)이란 페르미 입자가 페르미-디랙 통계를 따르기 위해 저온에서 나타내는 행동이다. 페르미 입자는 파울리 배타 원리에 의해, 복수의 입자가 동일한 상태를 취할 수 없다. 따라서 어떤 에너지의 값을 취하는 입자의 개수는 그 에너지의 상태의 개수가 그 한계이다. 온도, 즉 입자의 평균 운동 에너지를 낮추면 입자는 낮은 에너지 상태가 된다고 하자. 그러나 낮은 에너지 상태의 입자 수가 한계에 이르면, 나머지 입자는 에너지가 높은 채로 남을 수밖에 없다. 이런 상태가 되는 것을 페르미 축퇴, 혹은 단순히 축퇴라고 한다. 입자의 밀도가 높으면 입자 수의 한계에 도달하기 쉽기 때문에 페르미 축퇴가 일어나기 쉬워진다. 은 초고밀도에 몇 억 켈빈이라는 고온으로, 축퇴가 일어날 수 있다. 페르미 축퇴가 발생하면 그에 따라 물성에 영향이 나타나며, 이하는 그 예시이다. (ko) フェルミ縮退（フェルミしゅくたい、英語: Fermi degeneracy）とは、金属などの高密度な物質において、フェルミ粒子が取れる量子状態が強く限定されていることにより、古典論では説明できない物性を示すことをいう。フェルミ縮退している物質を、縮退物質（degenerate matter）と呼ぶ。 フェルミ粒子は、パウリの排他原理により、複数の粒子が同一の状態を取ることができない。従って、あるエネルギーの値を取れる粒子の数は、そのエネルギーの状態の数までが限界である。温度、すなわち粒子の平均運動エネルギーを下げていくと、粒子はエネルギーの低い状態へ移っていこうとする。しかし、エネルギーの低い状態がこの粒子数の限界に達してしまうと、エネルギーが高いままで残らざるを得ないことになる。このような状態になることを、フェルミ縮退もしくは単に縮退という。 粒子の密度が高ければ、粒子数の限界に達しやすくなるので、フェルミ縮退が起こりやすくなる。恒星の中心核は超高密度であるため、数億Kという高温でありながら、フェルミ縮退が起こることがある。 (ja) La materia degenere è un particolare stato della materia, caratterizzato da una densità estremamente elevata, tanto che il maggior contributo alla sua pressione è dato dal principio di esclusione di Pauli. (it) Materia zdegenerowana – rodzaj materii o bardzo dużej gęstości złożonej z fermionów, w której główny składnik ciśnienia wiąże się z zakazem Pauliego. Ciśnienie należy tu rozumieć jako parametr przeciwstawiający się zajęciu przez cząstki mniejszej objętości. Cząstki (np. elektrony, neutrony) nie mogą zająć mniejszej objętości z powodu zajęcia już wszystkich stanów energetycznych o dopuszczalnej energii. Materia taka zachowuje się podobnie do cieczy, a nie gazu, gdyż nie zmniejsza objętości w wyniku zwiększania ciśnienia. Materia taka występuje w przyrodzie w dwóch zasadniczych postaciach. Ciśnienie może pochodzić od zdegenerowanych elektronów, i tak zbudowane są gwiazdy typu białego karła, albo od zdegenerowanych neutronów, jak w gwiazdach neutronowych. W tym drugim przypadku materia ma ogromną gęstość rzędu 1017kg/m3. Łyżeczka do herbaty wypełniona zdegenerowaną materią miałaby masę około 1 mld ton. (pl) Вырожденное вещество (или вырожденная материя) — вещество, на свойства которого существенно влияют квантовомеханические эффекты, возникающие вследствие тождественности его частиц. Вырождение наступает в условиях, когда расстояния между частицами газа становятся соизмеримыми с длиной волны де Бройля. В зависимости от спина частиц выделяются два типа вырожденных веществ — образованные фермионами (частицами с полуцелым спином) и образованные бозонами (частицами с целым спином). Для фермионного вещества, принцип исключения Паули оказывает значительный вклад в давление (давление вырождения) в дополнение к тепловому давлению или вместо него. Описание относится к материи, состоящей из электронов, протонов, нейтронов или других фермионов. Этот термин используется в астрофизике для обозначения плотных звездных объектов, где гравитационное давление настолько велико, что квантово-механические эффекты значительны. Этот тип материи естественным образом встречается в звездах в их конечном эволюционном состоянии, таких как белые карлики и нейтронные звезды, где одного теплового давления недостаточно, чтобы избежать гравитационного коллапса. Вырожденное вещество обычно моделируется как идеальный ферми-газ, ансамбль невзаимодействующих фермионов. При квантовомеханическом описании частицы, находящейся в ограниченном объёме, энергия может принимать только дискретный набор значений, каждому из которых соответствует своё квантовое состояние. Принцип исключения Паули запрещает идентичным фермионам занимать одно и то же квантовое состояние. При самой низкой полной энергии (когда тепловая энергия частиц пренебрежимо мала и температура близка к абсолютному нулю) все квантовые состояния с самой низкой энергией заполнены. Тогда говорят, что система полностью вырождена. Давление вырождения остается ненулевым даже при абсолютной нулевой температуре. Добавление частиц (фермионов) или уменьшение объёма системы из невзаимодействующих частиц (что наблюдается только для ферми-газа) переводит эти частицы в квантовые состояния с более высокой энергией. В этой ситуации требуется сила сжатия, которая проявляется как сопротивление давлению. Ключевой особенностью является то, что это давление вырождения не зависит от температуры, а только от плотности фермионов. Давление вырождения удерживает плотные звезды в равновесии независимо от тепловой структуры звезды. Астрофизическая вырожденная материя, фермионы которой имеют скорости, близкие к скорости света (энергия частицы больше, чем энергия её массы покоя), называется релятивистской вырожденной материей. Концепция вырожденных звезд, звездных объектов, состоящих из вырожденной материи, была первоначально разработана совместными усилиями Артура Эддингтона, Ральфа Фаулера и Артура Милна. Эддингтон предположил, что Сириус B состоит из почти полностью ионизированной плазмы под действием огромного давления. Фаулер описал белые карлики как состоящие из газа частиц, вырожденных при низкой температуре. Милн предположил, что вырожденное вещество находится в ядрах большинства звезд, а не только в компактных звездах. (ru) Gedegenereerde of ontaarde materie is materie die zodanig door de zwaartekracht wordt samengeperst dat de tegendruk van de materiedeeltjes, die wordt veroorzaakt door het uitsluitingsprincipe van Pauli, dominant wordt in de totale druk. Dit principe houdt in dat geen twee fermionen van hetzelfde type (twee elektronen, twee protonen, twee neutronen) dezelfde kwantumtoestand mogen bezetten. Gedegenereerde materie treffen we aan in metallische waterstof, witte dwergen, de kern van reuzensterren (bijvoorbeeld de voorstadia van supernova's), neutronensterren en mogelijk ook in quarksterren. Bij een witte dwerg wordt de tegendruk veroorzaakt door de elektronen (ook de atoomkernen kunnen ontaard raken, maar dat gebeurt pas bij veel hogere dichtheid). De dichtheid van elektron-gedegenereerde materie in witte dwergen kan oplopen tot meer dan een miljoen kg per kubieke centimeter. Als de druk door de zwaartekracht hoger is dan de Chandrasekhar-limiet van 1,4 maal de massa van de zon worden de elektronen in de kern gedrukt, waarbij de elektronen samen met de protonen, neutronen vormen. Deze neutronen leveren door het uitsluitingsprincipe van Pauli wederom een tegendruk tegen de zwaartekracht. Deze vorm van gedegenereerde neutron-materie vinden we in neutronensterren. De massa bedraagt om en nabij een miljard ton per kubieke centimeter. Indien de massa van een neutronenster de Oppenheimer-Volkofflimiet van ongeveer 3-5 zonnemassa's overschrijdt, is de tegendruk van de neutronen door het uitsluitingsprincipe van Pauli onvoldoende en wordt, afhankelijk van de massa, een quarkster of een zwart gat gevormd. (nl) Denomina-se matéria degenerada, ou ainda gás degenerado, aquela na qual uma fração importante da pressão provém do princípio de exclusão de Pauli, que estabelece que dois férmions não podem ter os mesmos números quânticos. Tal "gás" não obedece às leis clássicas segundo as quais a pressão de um gás é proporcional à sua temperatura e densidade. Enrico Fermi e Paul Adrien Maurice Dirac provaram que, a uma densidade muito alta, a pressão aumenta rapidamente até o ponto em que ela passa a independer da temperatura do gás. Neste ponto, o gás passa a agir quase como um sólido. Na astronomia, este gás é encontrado nas estrelas anãs brancas e é importante no tratamento tanto de estrelas residuais densas quanto das novas que as geram. É conceito importante em cosmologia e na evolução do universo no tempo, com relações com a teoria da relatividade e para o modelo "big bang" e na detecção de objetos estelares. Dependendo das condições, a degeneração de diferentes partículas pode contribuir com a pressão de um objeto compacto, de modo que uma anã branca está sustentada pela degeneração dos elétrons, ainda que uma estrela de nêutrons não colapse devido ao efeito combinado da pressão de nêutrons degenerados e da pressão devida à ação repulsiva da interação forte entre bárions. Estas restrições nos estados quânticos fazem com que as partículas adquiram momentos muito elevados, já que não têm outras posições do espaço de fases onde situar-se; pode-se dizer que o gás, ao não poder ocupar mais posições, se vê obrigado a estender-se no espaço de momentos com a limitação da velocidade c (velocidade da luz). Assim, ao estar tão comprimida a matéria, os estados energeticamente baixos preenchem-se em seguida, pelo que muitas partículas não têm outra possibilidade senão colocar-se em estados muito energéticos, o que envolve uma pressão adicional de origem quântica. Se a matéria está suficientemente degenerada, esta citada pressão será dominante, e muito, sobre todas as demais contribuições. Esta pressão é, além disto, independente da temperatura e unicamente dependente da densidade. Estas características implicam tratamento termodinâmico bastante diverso e adequado às pressões e campos gravitacionais envolvidos, assim como o comportamento das reações nucleares na proximidade de tais massas. Necessita-se de densidades para chegar aos estados de degeneração da matéria. Para a degeneração de elétrons se requer uma densidade em torno dos 106 g/cm³, para a de nêutrons necessita-se muito mais ainda, 1014 g/cm³. (pt) Вироджений газ, або квантовий газ — стан системи вільних і невзаємодіючих частинок, у якому тиск й інші фізичні характеристики сильно залежать від квантових ефектів і суттєво відрізняються від властивостей класичного ідеального газу. Зазвичай, у такий стан речовина переходить за надзвичайно високої густини (наприклад, у компактних зорях) або за низької температури, хоча іноді його можна спостерігати і в звичайних умовах — наприклад, електронний газ у металах є виродженим, і саме цим пояснюється їх висока провідність. Якщо у цей стан переходить речовина, що в основному складається з частинок одного типу, то результат називають відповідно: вироджений електронний газ, вироджений нейтронний газ, тощо. Якщо речовина є сумішшю різних частинок, то її складові можуть вироджуватися неодночасно. Наприклад, у суміші електронів та іонів у білих карликах, електронний газ може виродитися, у той час як іонний — ні. Процес переходу газу у вироджений стан називають виродженням. Повністю виродженим газ стає при температурі абсолютного нуля, що є недосяжною на практиці, тому в реальності можуть існувати лише частково вироджені гази. Гази з ферміонів (фермі-гази) і гази з бозонів (бозе-гази) при виродженні поводять себе по-різному. (uk) Degenererad materia är materia i form av fermioner som befinner sig under tillräckligt hög densitet att Paulis uteslutningsprincip är det dominerande bidraget till dess inre tryck. Detta tryck kallas degenerationstrycket och uppstår på grund av att uteslutningsprincipen förbjuder de inblandade partiklarna att befinna sig i identiska kvanttillstånd. Alla försök att tvinga dem så nära att de inte är klart åtskilda positionsmässigt måste placera partiklarna i olika energinivåer. Därför tvingar en volymminskning många av partiklarna till kvanttillstånd med högre energi. Volymminskningen kräver alltså en komprimerande kraft för att motverka det som gör sig gällande som ett motstående tryck. Exempel på degenererad materia är: * elektrongas i metaller där Fermienergin är mycket högre än den termiska energin vid rumstemperatur; * vita dvärgar där en relativistisk elektrongas stabiliserar volymen mot gravitationell kollaps; * neutronstjärnor där en fermigas av neutroner, populärt kallad neutronium, stabiliserar mot vidare kollaps. * Metalliskt väte (sv) 簡併態物質在物理是一種自由的集團、非互動的顆粒，由量子力學的效應決定它的壓力和其它物理特徵。它類比於古典力學中的理想氣體，但簡併態物質是離經叛道的理想氣體，它有極高的密度（在緻密星），或存在於實驗室的極低溫度下。它一般發生在諸如電子、中子、質子和費米子等物質粒子，分別被稱為電子簡併物質、中子簡併物質、等等。在混合的粒子，像是在白矮星或金屬內的離子和電子，電子可能成簡併態，而離子不是。 以量子力學描述，自由粒子的體積受限於一定的體積內，可以是一組不連續的能量，稱為量子態。包立不相容原理限制了相同的費米子不能佔據相同的量子狀態。最低的總能量（當粒子的熱能量可以忽略不計）是所有最低能量的量子狀態都被填滿，這種狀態稱為完全簡併。這種壓力（稱為簡併壓力或費米壓力）即使在絕對零度時依然不為零。增加粒子或是壓縮體積都會強迫粒子進入能階的量子狀態。這需要一個壓縮力，並表現為抗壓力。主要特徵是這種簡併壓力並不取決於溫度，而只和費米子的密度有關。它使高密度星的平衡狀態與恆星的熱結構無關。 簡併態物質也稱為費米氣體或簡併氣體，而速度接近光速的費米子（其粒子能量大於靜止質量能量）的簡併態稱為相對論性簡併態物質。 拉爾夫·福勒在1926年首度描述離子和電子混合的簡併態物質，觀測顯示白矮星的電子是在高密度的狀態（遵守費米-狄拉克統計，尚未使用到簡併態這個術語），其壓力高於離子的粒子壓力。 (zh) |
| dbo:thumbnail | wiki-commons:Special:FilePath/Quantum_ideal_gas_pressure_3d.svg?width=300 |
| dbo:wikiPageExternalLink | http://ircamera.as.arizona.edu/astr_250/Lectures/Lec17_sml.htm http://nrumiano.free.fr/Estars/b_holes.html http://www.worldscibooks.com/physics/6631.html%7Caccess-date=2012-01-31%7Carchive-url=https:/web.archive.org/web/20120511023729/http:/www.worldscibooks.com/physics/6631.html%7Carchive-date=2012-05-11%7Curl-status=dead |
| dbo:wikiPageID | 144428 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 20495 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1120805085 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbc:Phases_of_matter dbr:Proton dbr:Quantum_mechanics dbr:Quantum_state dbr:Electron_degeneracy_pressure dbr:Beta_decay dbr:Black_hole dbr:Degenerate_energy_levels dbr:Uncertainty_principle dbr:Up_quark dbc:Degenerate_stars dbr:Nuclear_matter dbr:Matter_wave dbr:Quark_star dbr:Electron dbr:Electron_capture dbr:Free_electron_model dbr:General_relativity dbr:Cooper_pair dbr:Equation_of_state dbr:Sirius dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:Strange_quark dbr:Color_superconductivity dbr:Compact_star dbr:State_of_matter dbr:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_limit dbr:White_dwarf dbr:Helium_flash dbr:Ion dbr:Strong_interaction dbr:Down_quark dbr:Fermions dbr:Nuclear_fusion dbr:Gravitational_collapse dbr:Gravitational_time_dilation dbr:Equations_of_state dbr:Pauli_exclusion_principle dbr:Astrophysics dbr:Atomic_nucleus dbr:Temperature dbr:Strange_matter dbr:Arthur_Eddington dbc:Astrophysics dbr:Absolute_zero dbr:Chandrasekhar dbr:Chandrasekhar_limit dbr:Kinetic_energy dbc:Exotic_matter dbr:Plasma_(physics) dbr:Solar_mass dbr:Fermi_gas dbr:Fermi_liquid_theory dbr:Fermion dbr:Reduced_Planck_constant dbr:Ideal_gas dbr:Metallic_hydrogen dbr:Neutron dbr:Neutron_star dbr:Neutronium dbr:World_Scientific dbr:QCD_matter dbr:Superconductor dbr:Preon_star dbr:Boltzmann's_constant dbr:Ralph_Fowler dbr:Arthur_Milne dbr:Rest_mass_energy dbr:Conductor_(material) dbr:File:Quantum_ideal_gas_pressure_3d.svg |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Cite_book dbt:Efn dbt:Main dbt:Notelist dbt:Portal_bar dbt:Reflist dbt:Short_description dbt:State_of_matter |
| dct:subject | dbc:Phases_of_matter dbc:Degenerate_stars dbc:Astrophysics dbc:Exotic_matter |
| gold:hypernym | dbr:Collection |
| rdf:type | yago:WikicatNGCObjects yago:WikicatStars yago:WikicatSupernovae yago:CelestialBody109239740 yago:NaturalObject100019128 yago:Object100002684 yago:PhysicalEntity100001930 dbo:Book yago:Star109444100 yago:Supernova109451237 yago:Whole100003553 yago:WikicatDegenerateStars |
| rdfs:comment | Degenereca materio signifas ke la eroj de materio estas en tiaj fizikaj kondiĉoj ke ili ne plu sekvas la leĝojn de la kvantuma mekaniko. (eo) 축퇴물질(縮退物質, degenerate matter)이란 페르미 입자가 페르미-디랙 통계를 따르기 위해 저온에서 나타내는 행동이다. 페르미 입자는 파울리 배타 원리에 의해, 복수의 입자가 동일한 상태를 취할 수 없다. 따라서 어떤 에너지의 값을 취하는 입자의 개수는 그 에너지의 상태의 개수가 그 한계이다. 온도, 즉 입자의 평균 운동 에너지를 낮추면 입자는 낮은 에너지 상태가 된다고 하자. 그러나 낮은 에너지 상태의 입자 수가 한계에 이르면, 나머지 입자는 에너지가 높은 채로 남을 수밖에 없다. 이런 상태가 되는 것을 페르미 축퇴, 혹은 단순히 축퇴라고 한다. 입자의 밀도가 높으면 입자 수의 한계에 도달하기 쉽기 때문에 페르미 축퇴가 일어나기 쉬워진다. 은 초고밀도에 몇 억 켈빈이라는 고온으로, 축퇴가 일어날 수 있다. 페르미 축퇴가 발생하면 그에 따라 물성에 영향이 나타나며, 이하는 그 예시이다. (ko) フェルミ縮退（フェルミしゅくたい、英語: Fermi degeneracy）とは、金属などの高密度な物質において、フェルミ粒子が取れる量子状態が強く限定されていることにより、古典論では説明できない物性を示すことをいう。フェルミ縮退している物質を、縮退物質（degenerate matter）と呼ぶ。 フェルミ粒子は、パウリの排他原理により、複数の粒子が同一の状態を取ることができない。従って、あるエネルギーの値を取れる粒子の数は、そのエネルギーの状態の数までが限界である。温度、すなわち粒子の平均運動エネルギーを下げていくと、粒子はエネルギーの低い状態へ移っていこうとする。しかし、エネルギーの低い状態がこの粒子数の限界に達してしまうと、エネルギーが高いままで残らざるを得ないことになる。このような状態になることを、フェルミ縮退もしくは単に縮退という。 粒子の密度が高ければ、粒子数の限界に達しやすくなるので、フェルミ縮退が起こりやすくなる。恒星の中心核は超高密度であるため、数億Kという高温でありながら、フェルミ縮退が起こることがある。 (ja) La materia degenere è un particolare stato della materia, caratterizzato da una densità estremamente elevata, tanto che il maggior contributo alla sua pressione è dato dal principio di esclusione di Pauli. (it) 簡併態物質在物理是一種自由的集團、非互動的顆粒，由量子力學的效應決定它的壓力和其它物理特徵。它類比於古典力學中的理想氣體，但簡併態物質是離經叛道的理想氣體，它有極高的密度（在緻密星），或存在於實驗室的極低溫度下。它一般發生在諸如電子、中子、質子和費米子等物質粒子，分別被稱為電子簡併物質、中子簡併物質、等等。在混合的粒子，像是在白矮星或金屬內的離子和電子，電子可能成簡併態，而離子不是。 以量子力學描述，自由粒子的體積受限於一定的體積內，可以是一組不連續的能量，稱為量子態。包立不相容原理限制了相同的費米子不能佔據相同的量子狀態。最低的總能量（當粒子的熱能量可以忽略不計）是所有最低能量的量子狀態都被填滿，這種狀態稱為完全簡併。這種壓力（稱為簡併壓力或費米壓力）即使在絕對零度時依然不為零。增加粒子或是壓縮體積都會強迫粒子進入能階的量子狀態。這需要一個壓縮力，並表現為抗壓力。主要特徵是這種簡併壓力並不取決於溫度，而只和費米子的密度有關。它使高密度星的平衡狀態與恆星的熱結構無關。 簡併態物質也稱為費米氣體或簡併氣體，而速度接近光速的費米子（其粒子能量大於靜止質量能量）的簡併態稱為相對論性簡併態物質。 拉爾夫·福勒在1926年首度描述離子和電子混合的簡併態物質，觀測顯示白矮星的電子是在高密度的狀態（遵守費米-狄拉克統計，尚未使用到簡併態這個術語），其壓力高於離子的粒子壓力。 (zh) مادة متحللة في الفيزياء (بالإنجليزية: degenerate matter) هي مادة توجد غالبا في النجوم تحت ضغط عالي جدا جدا ولها كثافة عالية جدا جدا، تلعب في تولدها صفات كمومية لتلك الأجرام. ويقصد بتحلل المادة هنا أنها ليست غاز إلكترونات أو غاز بروتونات. ولا تنطبق تلك التسمية مع مفهوم انفطار (فيزياء) في ميكانيكا الكم، حيث الانفطار يعني انفطار خطوط طيف العناصر تحت تأثير مجال مغناطيسي خارجي. (ar) S'anomena matèria degenerada a aquella en la qual una fracció important de la pressió prové del principi d'exclusió de Pauli, que estableix que dos fermions no poden tenir els mateixos nombres quàntics. Depenent de les condicions, la degeneració de diferents partícules pot contribuir a la pressió d'un objecte compacte, de manera que una nana blanca és sostinguda per la degeneració d'electrons, mentre que una estrella de neutrons no col·lapsa a causa de l'efecte combinat de la pressió de neutrons degenerats i la pressió deguda a la part repulsiva de la interacció forta entre barions. (ca) Degenerovaný plyn je plyn s tak vysokou hustotou, že jeho fyzikální vlastnosti se v důsledku kvantových efektů podstatně odlišují od vlastností ideálního plynu (stavová rovnice). Kinetická energie částic a tlak degenerovaného plynu nezávisí na teplotě, ale jen na hustotě, t. j. na počtu částic v jednotkovém objemu. Hustota, při které se plyn degeneruje, závisí na hmotnosti částic plynu: Čím je hmotnost částic vyšší, tím vyšší hustota podmiňuje vznik degenerovaného plynu. Při hustotách okolo 5 · 103 g·cm−3 nastává degenerace elektronového plynu (elektronová degenerace), která se vyskytuje např. v bílých trpaslících. Gradient tlaku tohoto degenerovaného plynu udržuje hvězdu v rovnovážném stavu bez ohledu na její vnitřní teplotu. Při hustotách okolo 1012 g·cm−3 nastává degenerace neutronov (cs) Entartete Materie (auch degenerierte Materie) ist Materie in einem Zustand, der aufgrund quantenmechanischer Effekte von dem in der klassischen Physik bekannten Verhalten abweicht. Dies tritt allgemein bei sehr großer Dichte oder sehr niedriger Temperatur ein, gilt aber auch schon unter Normalbedingungen für die Leitungselektronen in Metallen. Der Begriff Entartung hat hier eine andere Bedeutung als bei entarteten Energieniveaus. (de) Degenerate matter is a highly dense state of fermionic matter in which the Pauli exclusion principle exerts significant pressure in addition to, or in lieu of, thermal pressure. The description applies to matter composed of electrons, protons, neutrons or other fermions. The term is mainly used in astrophysics to refer to dense stellar objects where gravitational pressure is so extreme that quantum mechanical effects are significant. This type of matter is naturally found in stars in their final evolutionary states, such as white dwarfs and neutron stars, where thermal pressure alone is not enough to avoid gravitational collapse. (en) Se denomina materia degenerada a aquella en la cual una fracción importante de la presión proviene del principio de exclusión de Pauli, que establece que dos fermiones no pueden tener los mismos números cuánticos. Hacen falta grandes densidades para llegar a los estados de degeneración de la materia. Para la degeneración de electrones se requerirá de una densidad en torno a los 106 g/cm³, (1000 kg/cm³) para la de los neutrones hará falta mucha más aún, aproximadamente 1014 g/cm³ (100.000.000 Toneladas/cm³). (es) Materia endekatu esaten zaio presioaren frakzio garrantzitsu bat Pauliren bazterketa printzipiotik datorrenari, ezartzen duena bi fermioik ezin dituztela berbera izan. Kondizioen arabera, zenbait partikularen endekapenak objektu trinko baten presioa eragin dezake, eta, hala, nano zuri bat elektroien endekapenak eusten dio; neutroi-izar bat, berriz, ez da kolapsatzen, endekatutako neutroien presioaren eta barioien arteko elkarrekintza bortitzaren aldarapenagatiko presioaren efektu konbinatuagatik. (eu) On dit de la matière qu'elle est dégénérée lorsque sa densité est suffisamment élevée pour que le principe d'exclusion de Pauli intervienne à l'échelle macroscopique, ce qui a pour conséquence de modifier la relation qui lie normalement la pression et le volume d'un gaz avec sa température. (fr) Materia zdegenerowana – rodzaj materii o bardzo dużej gęstości złożonej z fermionów, w której główny składnik ciśnienia wiąże się z zakazem Pauliego. Ciśnienie należy tu rozumieć jako parametr przeciwstawiający się zajęciu przez cząstki mniejszej objętości. Cząstki (np. elektrony, neutrony) nie mogą zająć mniejszej objętości z powodu zajęcia już wszystkich stanów energetycznych o dopuszczalnej energii. Materia taka zachowuje się podobnie do cieczy, a nie gazu, gdyż nie zmniejsza objętości w wyniku zwiększania ciśnienia. (pl) Gedegenereerde of ontaarde materie is materie die zodanig door de zwaartekracht wordt samengeperst dat de tegendruk van de materiedeeltjes, die wordt veroorzaakt door het uitsluitingsprincipe van Pauli, dominant wordt in de totale druk. Dit principe houdt in dat geen twee fermionen van hetzelfde type (twee elektronen, twee protonen, twee neutronen) dezelfde kwantumtoestand mogen bezetten. Gedegenereerde materie treffen we aan in metallische waterstof, witte dwergen, de kern van reuzensterren (bijvoorbeeld de voorstadia van supernova's), neutronensterren en mogelijk ook in quarksterren. (nl) Denomina-se matéria degenerada, ou ainda gás degenerado, aquela na qual uma fração importante da pressão provém do princípio de exclusão de Pauli, que estabelece que dois férmions não podem ter os mesmos números quânticos. Tal "gás" não obedece às leis clássicas segundo as quais a pressão de um gás é proporcional à sua temperatura e densidade. Enrico Fermi e Paul Adrien Maurice Dirac provaram que, a uma densidade muito alta, a pressão aumenta rapidamente até o ponto em que ela passa a independer da temperatura do gás. Neste ponto, o gás passa a agir quase como um sólido. (pt) Вырожденное вещество (или вырожденная материя) — вещество, на свойства которого существенно влияют квантовомеханические эффекты, возникающие вследствие тождественности его частиц. Вырождение наступает в условиях, когда расстояния между частицами газа становятся соизмеримыми с длиной волны де Бройля. В зависимости от спина частиц выделяются два типа вырожденных веществ — образованные фермионами (частицами с полуцелым спином) и образованные бозонами (частицами с целым спином). (ru) Degenererad materia är materia i form av fermioner som befinner sig under tillräckligt hög densitet att Paulis uteslutningsprincip är det dominerande bidraget till dess inre tryck. Detta tryck kallas degenerationstrycket och uppstår på grund av att uteslutningsprincipen förbjuder de inblandade partiklarna att befinna sig i identiska kvanttillstånd. Alla försök att tvinga dem så nära att de inte är klart åtskilda positionsmässigt måste placera partiklarna i olika energinivåer. Därför tvingar en volymminskning många av partiklarna till kvanttillstånd med högre energi. Volymminskningen kräver alltså en komprimerande kraft för att motverka det som gör sig gällande som ett motstående tryck. (sv) Вироджений газ, або квантовий газ — стан системи вільних і невзаємодіючих частинок, у якому тиск й інші фізичні характеристики сильно залежать від квантових ефектів і суттєво відрізняються від властивостей класичного ідеального газу. Зазвичай, у такий стан речовина переходить за надзвичайно високої густини (наприклад, у компактних зорях) або за низької температури, хоча іноді його можна спостерігати і в звичайних умовах — наприклад, електронний газ у металах є виродженим, і саме цим пояснюється їх висока провідність. Якщо у цей стан переходить речовина, що в основному складається з частинок одного типу, то результат називають відповідно: вироджений електронний газ, вироджений нейтронний газ, тощо. Якщо речовина є сумішшю різних частинок, то її складові можуть вироджуватися неодночасно. На (uk) |
| rdfs:label | مادة متحللة (ar) Matèria degenerada (ca) Degenerovaný plyn (cs) Entartete Materie (de) Degenereca materio (eo) Materia degenerada (es) Materia endekatu (eu) Degenerate matter (en) Matière dégénérée (fr) Materia degenere (it) 축퇴물질 (ko) フェルミ縮退 (ja) Ontaarde materie (nl) Materia zdegenerowana (pl) Matéria degenerada (pt) Вырожденный газ (ru) Degenererad materia (sv) 简并态物质 (zh) Вироджений газ (uk) |
| owl:sameAs | freebase:Degenerate matter yago-res:Degenerate matter wikidata:Degenerate matter dbpedia-af:Degenerate matter dbpedia-ar:Degenerate matter http://ast.dbpedia.org/resource/Materia_dexenerada dbpedia-be:Degenerate matter dbpedia-bg:Degenerate matter http://bn.dbpedia.org/resource/অবক্ষয়িত_পদার্থ dbpedia-ca:Degenerate matter dbpedia-cs:Degenerate matter http://cv.dbpedia.org/resource/Юхăннă_газ dbpedia-da:Degenerate matter dbpedia-de:Degenerate matter dbpedia-eo:Degenerate matter dbpedia-es:Degenerate matter dbpedia-eu:Degenerate matter dbpedia-fa:Degenerate matter dbpedia-fr:Degenerate matter http://hi.dbpedia.org/resource/विकृत_पदार्थ dbpedia-hr:Degenerate matter dbpedia-hu:Degenerate matter dbpedia-it:Degenerate matter dbpedia-ja:Degenerate matter dbpedia-kk:Degenerate matter dbpedia-ko:Degenerate matter dbpedia-nl:Degenerate matter dbpedia-no:Degenerate matter dbpedia-pl:Degenerate matter dbpedia-pt:Degenerate matter dbpedia-ru:Degenerate matter dbpedia-sk:Degenerate matter dbpedia-sr:Degenerate matter dbpedia-sv:Degenerate matter http://tg.dbpedia.org/resource/Моддаи_табоҳида dbpedia-th:Degenerate matter dbpedia-uk:Degenerate matter http://uz.dbpedia.org/resource/Degenerat_modda dbpedia-vi:Degenerate matter dbpedia-zh:Degenerate matter https://global.dbpedia.org/id/4huc7 |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Degenerate_matter?oldid=1120805085&ns=0 |
| foaf:depiction | wiki-commons:Special:FilePath/Quantum_ideal_gas_pressure_3d.svg |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Degenerate_matter |
| is dbo:knownFor of | dbr:Edward_Arthur_Milne dbr:Ralph_H._Fowler |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Electron-degenerate_matter dbr:Neutron-degenerate_matter dbr:Preon-degenerate_matter dbr:Fermion_degeneracy_pressure dbr:Quark-degenerate_matter dbr:Degeneracy_Pressure dbr:Degeneracy_pressure dbr:Degenerancy_Pressure dbr:Degenerate_Fermi_gas dbr:Degenerate_Gas dbr:Degenerate_gas dbr:Degenerate_gases dbr:Degenerate_pressure dbr:Neutron_degeneracy dbr:Neutron_degeneracy_pressure dbr:Neutron_degenerate_matter |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Canopus dbr:Procyon dbr:Pycnonuclear_fusion dbr:Electroweak_star dbr:Binary_star dbr:Black_hole dbr:Delta2_Lyrae dbr:Van_Maanen_2 dbr:Index_of_physics_articles_(D) dbr:Electron-degenerate_matter dbr:Nova dbr:List_of_plasma_physics_articles dbr:Nuclear_matter dbr:Sagittarius_A* dbr:Gas_giant dbr:Gas_in_a_box dbr:Neutron-degenerate_matter dbr:Quark_star dbr:Edward_Arthur_Milne dbr:Ehrenfest_paradox dbr:Equipartition_theorem dbr:Glossary_of_astronomy dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:Stirling_Colgate dbr:Subrahmanyan_Chandrasekhar dbr:Compact_star dbr:Density_of_states dbr:Horizontal_branch dbr:Nuclear_pasta dbr:Nucleosynthesis dbr:State_of_matter dbr:Timelapse_of_the_Future dbr:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_limit dbr:White_dwarf dbr:Fuzzball_(string_theory) dbr:Helium_flash dbr:Red_clump dbr:AM_Canum_Venaticorum dbr:P-nuclei dbr:Carbon-burning_process dbr:Formation_and_evolution_of_the_Solar_System dbr:Gravitational_collapse dbr:Degeneracy dbr:History_of_Solar_System_formation_and_evolution_hypotheses dbr:History_of_physics dbr:Stellar_core dbr:Pauli_exclusion_principle dbr:Red_giant dbr:Gundam_Universal_Century_technology dbr:Stellar_nucleosynthesis dbr:Arthur_Eddington dbr:Atomic_clock dbr:AM_Canum_Venaticorum_star dbr:Chandrasekhar_limit dbr:Jun_Ye dbr:Sun dbr:Supernova dbr:Supernova_nucleosynthesis dbr:Bose–Einstein_condensate dbr:Polytrope dbr:Spin_(physics) dbr:Fermi_gas dbr:Brown_dwarf dbr:Neutron_star dbr:Neutronium dbr:Ralph_H._Fowler dbr:Red-giant_branch dbr:Matter dbr:Stellar_black_hole dbr:Thermal_runaway dbr:Variable_star dbr:Stellar_collision dbr:Exotic_matter dbr:List_of_states_of_matter dbr:Flame dbr:The_Five_Ages_of_the_Universe dbr:Triple-alpha_process dbr:Preon-degenerate_matter dbr:Fermion_degeneracy_pressure dbr:Quark-degenerate_matter dbr:Degeneracy_Pressure dbr:Degeneracy_pressure dbr:Degenerancy_Pressure dbr:Degenerate_Fermi_gas dbr:Degenerate_Gas dbr:Degenerate_gas dbr:Degenerate_gases dbr:Degenerate_pressure dbr:Neutron_degeneracy dbr:Neutron_degeneracy_pressure dbr:Neutron_degenerate_matter |
| is dbp:knownFor of | dbr:Edward_Arthur_Milne dbr:Ralph_H._Fowler |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Degenerate_matter |
