Materia degenerada
La materia degenerada [1] es un estado altamente denso de materia fermiónica en el que el principio de exclusión de Pauli ejerce una presión significativa además de, o en lugar de la presión térmica. La descripción se aplica a la materia compuesta de electrones , protones , neutrones u otros fermiones. El término se usa principalmente en astrofísica para referirse a objetos estelares densos donde la presión gravitacional es tan extrema que los efectos de la mecánica cuántica son significativos. Este tipo de materia se encuentra naturalmente en las estrellas en sus estados evolutivos finales , como las enanas blancas yestrellas de neutrones , donde la presión térmica por sí sola no es suficiente para evitar el colapso gravitacional .
La materia degenerada generalmente se modela como un gas de Fermi ideal , un conjunto de fermiones que no interactúan. En una descripción de la mecánica cuántica, las partículas limitadas a un volumen finito pueden tomar solo un conjunto discreto de energías, llamados estados cuánticos . El principio de exclusión de Pauli evita que fermiones idénticos ocupen el mismo estado cuántico. A la energía total más baja (cuando la energía térmica de las partículas es despreciable), se llenan todos los estados cuánticos de energía más baja. Este estado se conoce como degeneración total. Esta presión de degeneración permanece distinta de cero incluso a la temperatura del cero absoluto. [2] [3]Agregar partículas o reducir el volumen fuerza a las partículas a estados cuánticos de mayor energía. En esta situación, se requiere una fuerza de compresión y se manifiesta como una presión de resistencia. La característica clave es que esta presión de degeneración no depende de la temperatura sino solo de la densidad de los fermiones. La presión de degeneración mantiene a las estrellas densas en equilibrio, independientemente de la estructura térmica de la estrella.
Una masa degenerada cuyos fermiones tienen velocidades cercanas a la velocidad de la luz (energía de partícula mayor que su energía de masa en reposo ) se llama materia degenerada relativista .
El concepto de estrellas degeneradas , objetos estelares compuestos de materia degenerada, se desarrolló originalmente en un esfuerzo conjunto entre Arthur Eddington , Ralph Fowler y Arthur Milne . Eddington había sugerido que los átomos de Sirio B estaban casi completamente ionizados y muy empaquetados. Fowler describió a las enanas blancas como compuestas por un gas de partículas que se degeneraron a baja temperatura. Milne propuso que la materia degenerada se encuentra en la mayoría de los núcleos de las estrellas, no solo en las estrellas compactas . [4] [5]
Si un plasma se enfría y se somete a una presión creciente, eventualmente no será posible comprimir más el plasma. Esta restricción se debe al principio de exclusión de Pauli, que establece que dos fermiones no pueden compartir el mismo estado cuántico. Cuando se encuentra en este estado altamente comprimido, dado que no hay espacio adicional para ninguna partícula, la ubicación de una partícula está extremadamente definida. Dado que las ubicaciones de las partículas de un plasma altamente comprimido tienen una incertidumbre muy baja, su impulso es extremadamente incierto. El principio de incertidumbre de Heisenberg establece
Toda la materia experimenta tanto presión térmica normal como presión de degeneración, pero en los gases que se encuentran comúnmente, la presión térmica domina tanto que la presión de degeneración puede ignorarse. Asimismo, la materia degenerada todavía tiene una presión térmica normal, la presión de degeneración domina hasta el punto de que la temperatura tiene un efecto insignificante sobre la presión total. La figura adyacente muestra cómo la presión de un gas de Fermi se satura a medida que se enfría, en relación con un gas ideal clásico.
