AtomsEdit
Pauli 배제 원칙은 다양한 물리적 현상을 설명하는 데 도움이됩니다. 원리의 특히 중요한 결과 중 하나는 원자의 정교한 전자 껍질 구조와 원자가 전자를 공유하는 방식으로 다양한 화학 원소와 화학 조합을 설명합니다. 전기적으로 중성 인 원자는 핵의 양성자와 같은 수의 결합 전자를 포함합니다. 페르미온 인 전자는 다른 전자와 동일한 양자 상태를 차지할 수 없으므로 전자는 원자 내에 “스택”해야합니다. 즉, 아래에 설명 된 바와 같이 동일한 전자 궤도에있는 동안 다른 스핀을 가져야합니다.
예 : 2 개의 결합 된 전자를 가진 중성 헬륨 원자, 둘 다 반대 스핀을 획득하여 최저 에너지 (1s) 상태를 차지할 수 있습니다. 스핀은 전자의 양자 상태의 일부이므로 두 전자는 다른 양자 상태에 있으며 Pauli 원리를 위반하지 않습니다. 그러나 스핀은 두 개의 다른 값 (고유 값) 만 사용할 수 있습니다. 3 개의 결합 된 전자가있는 리튬 원자에서 세 번째 전자는 1s 상태에있을 수 없으며 대신 더 높은 에너지 2s 상태 중 하나를 차지해야합니다. 유사하게, 연속적으로 더 큰 요소는 연속적으로 더 높은 에너지의 껍질을 가져야합니다. 원소의 화학적 성질은 가장 바깥 쪽 껍질에있는 전자의 수에 크게 좌우됩니다. 점유 된 전자 껍질의 수는 다르지만 가장 바깥 쪽 껍질에있는 전자의 수가 같은 원자는 비슷한 특성을 가지고있어 원소 주기율표가 생성됩니다. : 214–218
파울리 배제 원리를 테스트하려면 He 원자의 경우 Gordon Drake는이를 위반하는 He 원자의 가상 상태에 대해 매우 정확한 계산을 수행했습니다.이를 파론 상태라고합니다. 나중에 K. Deilamian et al. 원자 빔 분광기를 사용하여 드레이크가 계산 한 파론 상태 1s2s 1S0을 검색했습니다. 검색에 실패했으며이 파론 상태의 통계적 가중치가 5×10-6의 상한을 가지고 있음을 보여주었습니다. (배제 원리는 0의 무게를 의미합니다.)
고체 상태 편집
도체 및 반도체에는 에너지의 연속적인 밴드 구조를 효과적으로 형성하는 매우 많은 수의 분자 궤도가 있습니다. 수준. 강한 전도체 (금속)에서 전자는 너무 퇴화되어 금속의 열용량에 크게 기여할 수 없습니다. : 133–147 고체의 많은 기계적, 전기적, 자기 적, 광학적 및 화학적 특성은 Pauli 배제의 직접적인 결과입니다. / p>
물질의 안정성 편집
원자의 양자 이론은 원자의 각 전자 상태의 안정성을 설명합니다. 이는 전자가 핵에 가까이 접근하면 반드시 전자가 증가한다는 것을 보여줍니다. “운동 에너지는 하이젠 베르크의 불확실성 원리를 적용한 것입니다. 그러나 많은 전자와 많은 핵을 가진 큰 시스템의 안정성은 다른 질문이며 Pauli 배제 원리를 필요로합니다.
Pauli 배제 원리는 일반 벌크 물질이 안정적이고 부피를 차지한다는 사실에 대한 책임이 있습니다.이 제안은 1931 년 Paul Ehrenfest에 의해 처음 만들어 졌는데, Paul Ehrenfest는 각 원자의 전자가 모두 l owest-energy 궤도이며 연속적으로 더 큰 포탄을 점유해야합니다. 따라서 원자는 부피를 차지하고 너무 밀착 될 수 없습니다.
매력 (전자-핵)의 균형을 고려한 Freeman Dyson과 Andrew Lenard (de)가 1967 년에보다 엄격한 증거를 제공했습니다. ) 및 반발력 (전자-전자 및 핵-핵) 힘과 일반 물질이 파울리 원리없이 붕괴되고 훨씬 더 작은 부피를 차지한다는 것을 보여주었습니다.
여기서 파울리 원리의 결과는 전자가 동일한 스핀은 장거리 정전기 또는 쿨롱 힘과 동시에 작용하는 단거리 효과 인 반발 교환 상호 작용에 의해 분리됩니다. 이 효과는 두 개의 고체 물체가 동시에 같은 위치에있을 수 없다는 거시적 세계의 일상적인 관찰에 부분적으로 책임이 있습니다.
AstrophysicsEdit
Dyson과 Lenard는 일부 천체에서 발생하는 극도의 자기 또는 중력. 1995 년 Elliott Lieb과 동료들은 Pauli 원리가 일반 물질보다 밀도가 훨씬 높지만 중성자 별과 같은 강렬한 자기장에서 여전히 안정성을 제공한다는 것을 보여주었습니다. 충분히 강렬한 중력장에서 물질이 붕괴되어 블랙홀을 형성하는 것은 일반 상대성 이론의 결과입니다.
천문학은 백색 왜성 및 백색 왜성의 형태로 Pauli 원리의 효과를 훌륭하게 보여줍니다. 중성자 별. 두 물체에서 원자 구조는 극심한 압력에 의해 파괴되지만 별은 페르미 압력이라고도 알려진 축퇴 압력에 의해 정수압 평형 상태로 유지됩니다.이 이국적인 형태의 물질은 퇴화 물질로 알려져 있습니다. 별의 질량의 엄청난 중력은 일반적으로 별의 핵에서 열 핵융합에서 생성되는 열에 의해 발생하는 열압에 의해 평형을 유지합니다. 핵융합을 거치지 않는 백색 왜성에서는 중력에 반대하는 힘이 전자 축퇴 압력에 의해 제공됩니다. 더 강한 중력을받는 중성자 별에서는 전자가 양성자와 합쳐져 중성자를 형성합니다. 중성자는 비록 더 짧은 범위에 걸쳐 더 높은 축퇴 압력, 중성자 축퇴 압력을 생성 할 수 있습니다. 이것은 중성자 별이 더 붕괴되는 것을 안정시킬 수 있지만 백색 왜성보다 크기가 작고 밀도가 높습니다. 중성자 별은 알려진 가장 “단단한”천체입니다. 그들의 영 계수 (또는 더 정확하게는 벌크 계수)는 다이아몬드보다 20 배 더 큽니다. 그러나이 엄청난 강성조차도 Tolman–Oppenheimer–Volkoff 한계를 초과하는 중성자 별 질량의 중력장에 의해 극복되어 블랙홀이 형성됩니다. : 286–287