AtomsEdit
Zasada wykluczenia Pauliego pomaga wyjaśnić szeroką gamę zjawisk fizycznych. Szczególnie ważną konsekwencją tej zasady jest skomplikowana struktura powłoki elektronowej atomów i sposób, w jaki atomy dzielą się elektronami, wyjaśniając różnorodność pierwiastków chemicznych i ich kombinacje chemiczne. Atom elektrycznie obojętny zawiera związane elektrony w liczbie równej liczbie protonów w jądrze. Elektrony, będąc fermionami, nie mogą zajmować tego samego stanu kwantowego, co inne elektrony, więc elektrony muszą „układać się w stos” w atomie, tj. Mieć różne spiny na tej samej orbicie elektronowej, jak opisano poniżej.
Przykładem jest neutralny atom helu, który ma dwa związane elektrony, z których oba mogą zajmować stany o najniższej energii (1s) poprzez uzyskanie przeciwnego spinu; Ponieważ spin jest częścią stanu kwantowego elektronu, oba elektrony są w różnych stanach kwantowych i nie naruszają zasady Pauliego. Jednak spin może przyjąć tylko dwie różne wartości (wartości własne). W atomie litu, z trzema związanymi elektronami, trzeci elektron nie może znajdować się w stanie 1s i zamiast tego musi zajmować jeden ze stanów 2s o wyższej energii. Podobnie, kolejno większe elementy muszą mieć muszle o sukcesywnie wyższej energii. Właściwości chemiczne pierwiastka w dużej mierze zależą od liczby elektronów w najbardziej zewnętrznej powłoce; atomy o różnej liczbie zajętych powłok elektronowych, ale z tą samą liczbą elektronów w zewnętrznej powłoce mają podobne właściwości, co daje początek układowi okresowemu pierwiastków.: 214–218
Aby przetestować zasadę wykluczenia Pauliego dla atomu He Gordon Drake przeprowadził bardzo precyzyjne obliczenia dla hipotetycznych stanów atomu He, które go naruszają, zwanych stanami paronicznymi. Później K. Deilamian i wsp. wykorzystał spektrometr wiązki atomowej do poszukiwania stanu paronicznego 1s2s 1S0 obliczonego przez Drakea. Poszukiwanie zakończyło się niepowodzeniem i wykazało, że statystyczna waga tego stanu paronicznego ma górną granicę 5×10-6. (Zasada wykluczenia zakłada wagę równą zero).
Właściwości ciała stałegoEdytuj
W przewodnikach i półprzewodnikach występuje bardzo duża liczba orbitali molekularnych, które skutecznie tworzą ciągłą strukturę pasmową energii poziomy. W silnych przewodnikach (metalach) elektrony są tak zdegenerowane, że nie mogą nawet w znacznym stopniu przyczyniać się do pojemności cieplnej metalu.: 133–147 Wiele mechanicznych, elektrycznych, magnetycznych, optycznych i chemicznych właściwości ciał stałych jest bezpośrednią konsekwencją wykluczenia Pauliego.
Stabilność materiiEdit
Stabilność każdego stanu elektronowego w atomie jest opisana przez teorię kwantową atomu, która pokazuje, że bliskie zbliżenie elektronu do jądra nieuchronnie zwiększa elektron „energii kinetycznej, zastosowanie zasady nieoznaczoności Heisenberga. Jednak stabilność dużych układów z wieloma elektronami i wieloma nukleonami to inna kwestia i wymaga zasady wykluczenia Pauliego.
Wykazano, że zasada wykluczenia Pauliego jest odpowiedzialna za fakt, że zwykła masa materii jest stabilna i zajmuje objętość. Sugestia ta została po raz pierwszy wysunięta w 1931 r. przez Paula Ehrenfesta, który wskazał, że elektrony każdego atomu nie mogą wszystkie wpaść do l orbital o największej energii i musi zajmować coraz większe muszle. Dlatego atomy zajmują pewną objętość i nie można ich ścisnąć zbyt blisko siebie.
Bardziej rygorystyczny dowód przedstawili w 1967 roku Freeman Dyson i Andrew Lenard (de), którzy rozważali równowagę atrakcyjności (elektronowo-jądrowa ) i siły odpychające (elektron – elektron i jądro – jądro) i pokazały, że zwykła materia zapadłaby się i zajęłaby znacznie mniejszą objętość bez zasady Pauliego.
Konsekwencją zasady Pauliego jest to, że elektrony w ten sam spin jest oddzielany przez odpychające oddziaływanie wymiany, które jest efektem krótkiego zasięgu, działającym jednocześnie z dalekosiężną siłą elektrostatyczną lub kulombowską. Efekt ten jest częściowo odpowiedzialny za codzienne obserwacje w makroskopowym świecie, że dwa ciała stałe nie mogą znajdować się w tym samym miejscu w tym samym czasie.
AstrophysicsEdit
Dyson i Lenard nie wzięli pod uwagę ekstremalne siły magnetyczne lub grawitacyjne, które występują w niektórych obiektach astronomicznych. W 1995 roku Elliott Lieb i współpracownicy wykazali, że zasada Pauliego nadal prowadzi do stabilności w intensywnych polach magnetycznych, takich jak gwiazdy neutronowe, chociaż przy znacznie większej gęstości niż w zwykłej materii. Konsekwencją ogólnej teorii względności jest to, że w dostatecznie intensywnych polach grawitacyjnych materia zapada się, tworząc czarną dziurę.
Astronomia zapewnia spektakularną demonstrację efektu zasady Pauliego w postaci białego karła i gwiazdy neutronowe. W obu ciałach struktura atomowa zostaje zakłócona przez ekstremalne ciśnienie, ale gwiazdy są utrzymywane w równowadze hydrostatycznej przez ciśnienie degeneracji, znane również jako ciśnienie Fermiego.Ta egzotyczna forma materii jest znana jako materia zdegenerowana. Ogromna siła grawitacji masy gwiazdy jest normalnie utrzymywana w równowadze przez ciśnienie termiczne wywołane ciepłem wytwarzanym podczas syntezy termojądrowej w jądrze gwiazdy. U białych karłów, które nie ulegają fuzji jądrowej, siła przeciwstawna grawitacji jest zapewniana przez ciśnienie degeneracji elektronów. W gwiazdach neutronowych, poddanych jeszcze silniejszym siłom grawitacji, elektrony połączyły się z protonami, tworząc neutrony. Neutrony są w stanie wytworzyć jeszcze wyższe ciśnienie degeneracji, ciśnienie degeneracji neutronów, aczkolwiek w mniejszym zakresie. Może to ustabilizować gwiazdy neutronowe przed dalszym zapadnięciem się, ale przy mniejszym rozmiarze i większej gęstości niż biały karzeł. Gwiazdy neutronowe to najbardziej „sztywne” znane obiekty; ich moduł Younga (a dokładniej, moduł objętościowy) jest o 20 rzędów wielkości większy niż w przypadku diamentu. Jednak nawet ta ogromna sztywność może zostać pokonana przez pole grawitacyjne gwiazdy neutronowej przekraczającej granicę Tolmana – Oppenheimera – Volkoffa, co prowadzi do powstania czarnej dziury.:286–287