AtomsEdit
El principio de exclusión de Pauli ayuda a explicar una amplia variedad de fenómenos físicos. Una consecuencia particularmente importante del principio es la elaborada estructura de la capa de electrones de los átomos y la forma en que los átomos comparten electrones, lo que explica la variedad de elementos químicos y sus combinaciones químicas. Un átomo eléctricamente neutro contiene electrones ligados igual en número a los protones en el núcleo. Los electrones, al ser fermiones, no pueden ocupar el mismo estado cuántico que otros electrones, por lo que los electrones tienen que «apilarse» dentro de un átomo, es decir, tener diferentes espines mientras están en el mismo orbital de electrones como se describe a continuación.
Un ejemplo es el átomo de helio neutro, que tiene dos electrones ligados, los cuales pueden ocupar los estados de energía más baja (1s) adquiriendo espín opuesto; como el espín es parte del estado cuántico del electrón, los dos electrones están en diferentes estados cuánticos y no violan el principio de Pauli. Sin embargo, el giro solo puede tomar dos valores diferentes (valores propios). En un átomo de litio, con tres electrones ligados, el tercer electrón no puede residir en un estado 1s y debe ocupar uno de los estados 2s de mayor energía en su lugar. De manera similar, los elementos sucesivamente más grandes deben tener capas de energía sucesivamente más alta. Las propiedades químicas de un elemento dependen en gran medida del número de electrones en la capa más externa; los átomos con diferentes números de capas de electrones ocupadas pero el mismo número de electrones en la capa más externa tienen propiedades similares, lo que da lugar a la tabla periódica de los elementos.:214–218
Para probar el principio de exclusión de Pauli para el átomo de He, Gordon Drake realizó cálculos muy precisos para estados hipotéticos del átomo de He que lo violan, que se denominan estados parónicos. Posteriormente, K. Deilamian et al. utilizó un espectrómetro de haz atómico para buscar el estado parónico 1s2s 1S0 calculado por Drake. La búsqueda no tuvo éxito y mostró que el peso estadístico de este estado parónico tiene un límite superior de 5×10−6. (El principio de exclusión implica un peso de cero.)
Propiedades del estado sólido Editar
En conductores y semiconductores, hay un gran número de orbitales moleculares que forman efectivamente una estructura de banda continua de energía. niveles. En los conductores fuertes (metales), los electrones están tan degenerados que ni siquiera pueden contribuir mucho a la capacidad térmica de un metal.:133-147 Muchas propiedades mecánicas, eléctricas, magnéticas, ópticas y químicas de los sólidos son la consecuencia directa de la exclusión de Pauli.
Estabilidad de la materiaEditar
La estabilidad de cada estado de un electrón en un átomo se describe mediante la teoría cuántica del átomo, que muestra que el acercamiento cercano de un electrón al núcleo necesariamente aumenta el electrón La energía cinética, una aplicación del principio de incertidumbre de Heisenberg. Sin embargo, la estabilidad de sistemas grandes con muchos electrones y muchos nucleones es una cuestión diferente, y requiere el principio de exclusión de Pauli.
Se ha demostrado que El principio de exclusión de Pauli es responsable del hecho de que la materia ordinaria a granel es estable y ocupa volumen. Esta sugerencia fue hecha por primera vez en 1931 por Paul Ehrenfest, quien señaló que los electrones de cada átomo no pueden caer todos en el l orbital de menor energía y debe ocupar capas sucesivamente más grandes. Los átomos, por lo tanto, ocupan un volumen y no se pueden comprimir demasiado juntos.
Freeman Dyson y Andrew Lenard (de) proporcionaron una prueba más rigurosa en 1967, quienes consideraron el equilibrio de atractivo (electrón-nuclear ) y repulsivas (electrón-electrón y nuclear-nuclear) y demostró que la materia ordinaria colapsaría y ocuparía un volumen mucho menor sin el principio de Pauli.
La consecuencia del principio de Pauli aquí es que los electrones del mismo espín se mantienen separados por una interacción de intercambio repulsivo, que es un efecto de corto alcance, que actúa simultáneamente con la fuerza electrostática o coulombica de largo alcance. Este efecto es en parte responsable de la observación cotidiana en el mundo macroscópico de que dos objetos sólidos no pueden estar en el mismo lugar al mismo tiempo.
AstrophysicsEdit
Dyson y Lenard no consideraron el Fuerzas magnéticas o gravitacionales extremas que se producen en algunos objetos astronómicos. En 1995, Elliott Lieb y colaboradores demostraron que el principio de Pauli todavía conduce a la estabilidad en campos magnéticos intensos, como en las estrellas de neutrones, aunque a una densidad mucho mayor que en la materia ordinaria. Es una consecuencia de la relatividad general que, en campos gravitacionales suficientemente intensos, la materia colapsa para formar un agujero negro.
La astronomía proporciona una demostración espectacular del efecto del principio de Pauli, en forma de enana blanca y estrellas de neutrones. En ambos cuerpos, la estructura atómica se rompe por la presión extrema, pero las estrellas se mantienen en equilibrio hidrostático por la presión de degeneración, también conocida como presión de Fermi.Esta forma exótica de materia se conoce como materia degenerada. La inmensa fuerza gravitacional de la masa de una estrella normalmente se mantiene en equilibrio por la presión térmica causada por el calor producido en la fusión termonuclear en el núcleo de la estrella. En las enanas blancas, que no se someten a fusión nuclear, la presión de degeneración de electrones proporciona una fuerza opuesta a la gravedad. En las estrellas de neutrones, sujetas a fuerzas gravitacionales aún más fuertes, los electrones se han fusionado con los protones para formar neutrones. Los neutrones son capaces de producir una presión de degeneración aún mayor, presión de degeneración de neutrones, aunque en un rango más corto. Esto puede estabilizar las estrellas de neutrones de un mayor colapso, pero con un tamaño más pequeño y una densidad más alta que una enana blanca. Las estrellas de neutrones son los objetos más «rígidos» conocidos; su módulo de Young (o más exactamente, módulo de volumen) es 20 órdenes de magnitud mayor que el del diamante. Sin embargo, incluso esta enorme rigidez puede ser superada por el campo gravitacional de una masa de estrella de neutrones que excede el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, lo que lleva a la formación de un agujero negro.:286-287