Diferencia entre revisiones de «Gas de Fermi»

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Un '''gas de Fermi''' es un [[modelo físico]], un sistema ideal de [[fermión|fermiones]] libres, es decir, que no interactúan entre sí, a diferencia de un líquido de Fermi, en el que sí existen interacciones.<ref>[http://books.google.es/books?id=eAx1JbubBGUC&pg=PA333 Introducción a la física del estado sólido.] Charles Kittel. Editorial Reverté, 1995. ISBN: 8429143173. Pág.333.</ref> SePuesto que [[protón|protones]], [[neutrón|neutrones]] y [[electrón|electrones]] están descritos por la estadística de Fermi, se pueden describir en una primera aproximación con este modelo de gas de Fermi los [[nucleón|nucleones]] en el interior del [[núcleo atómico]], los [[neutrón|neutrones]] en una [[estrella de neutrones]] o los [[electrón|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 [[densidad de número|densidad]], [[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]].<ref>Sin embargo, se han hecho estudios que apuntan a la posibilidad de un [[condensado fermiónico]], ver por ejemplo {{cita publicación|revista=Physical Review Letters|autor=Regal, C. A.; Greiner, M.; Jin, D. S.|título="Observation of Resonance Condensation of Fermionic Atom Pairs"|volumen=92|número=4|id=p.040403|año=2004}}</ref> Por lo tanto la energía total del gas de Fermi en el [[cero absoluto]] es mayor que la suma de las energías de los [[estado fundamental|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 [[presión de degeneración]] 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.
 
 
*[[Materia degenerada]] - [[presión de degeneración]] - [[electrón degenerado]]
 
==Referencias y notas==
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