AtomsEdit
O princípio de exclusão de Pauli ajuda a explicar uma ampla variedade de fenômenos físicos. Uma conseqüência particularmente importante do princípio é a elaborada estrutura da camada de elétrons dos átomos e a maneira como os átomos compartilham os elétrons, explicando a variedade de elementos químicos e suas combinações químicas. Um átomo eletricamente neutro contém elétrons ligados em número igual aos prótons no núcleo. Os elétrons, sendo férmions, não podem ocupar o mesmo estado quântico que os outros elétrons, então os elétrons precisam “se empilhar” dentro de um átomo, ou seja, ter diferentes spins enquanto estão no mesmo orbital de elétrons, conforme descrito abaixo. o átomo de hélio neutro, que tem dois elétrons ligados, os quais podem ocupar os estados de energia mais baixa (1s) adquirindo spin oposto; como o spin faz parte do estado quântico do elétron, os dois elétrons estão em estados quânticos diferentes e não violam o princípio de Pauli. No entanto, o spin pode assumir apenas dois valores diferentes (autovalores). Em um átomo de lítio, com três elétrons ligados, o terceiro elétron não pode residir em um estado 1s e deve ocupar um dos estados 2s de energia mais alta. Da mesma forma, elementos sucessivamente maiores devem ter camadas de energia sucessivamente mais alta. As propriedades químicas de um elemento dependem amplamente do número de elétrons na camada mais externa; átomos com diferentes números de camadas de elétrons ocupadas, mas o mesmo número de elétrons na camada mais externa têm propriedades semelhantes, o que dá origem à tabela periódica dos elementos.:214–218
Para testar o princípio de exclusão de Pauli para o átomo de He, Gordon Drake realizou cálculos muito precisos para estados hipotéticos do átomo de He que o violam, que são chamados de estados parônicos. Mais tarde, K. Deilamian et al. usou um espectrômetro de feixe atômico para pesquisar o estado parônico 1s2s 1S0 calculado por Drake. A pesquisa não teve sucesso e mostrou que o peso estatístico desse estado parônico tem um limite superior de 5×10−6. (O princípio de exclusão implica um peso zero.)
Propriedades de estado sólidoEditar
Em condutores e semicondutores, há um grande número de orbitais moleculares que efetivamente formam uma estrutura de banda contínua de energia níveis. Em condutores fortes (metais), os elétrons são tão degenerados que não podem nem mesmo contribuir muito para a capacidade térmica de um metal.:133-147 Muitas propriedades mecânicas, elétricas, magnéticas, ópticas e químicas dos sólidos são consequência direta da exclusão de Pauli.
Estabilidade da edição da matéria
A estabilidade de cada estado do elétron em um átomo é descrita pela teoria quântica do átomo, que mostra que a aproximação de um elétron ao núcleo necessariamente aumenta o elétron “é a energia cinética, uma aplicação do princípio da incerteza de Heisenberg. No entanto, a estabilidade de grandes sistemas com muitos elétrons e muitos núcleons é uma questão diferente e requer o princípio de exclusão de Pauli.
Foi demonstrado que o princípio de exclusão de Pauli é responsável pelo fato de que a matéria a granel comum é estável e ocupa volume. Essa sugestão foi feita pela primeira vez em 1931 por Paul Ehrenfest, que apontou que os elétrons de cada átomo não podem cair todos no l orbital de menor energia e deve ocupar conchas sucessivamente maiores. Os átomos, portanto, ocupam um volume e não podem ser comprimidos muito próximos.
Uma prova mais rigorosa foi fornecida em 1967 por Freeman Dyson e Andrew Lenard (de), que considerou o equilíbrio de atraente (elétron-nuclear ) e repulsivas (elétron-elétron e nuclear-nuclear) e mostraram que a matéria comum entraria em colapso e ocuparia um volume muito menor sem o princípio de Pauli.
A consequência do princípio de Pauli aqui é que os elétrons do mesmo spin são mantidos separados por uma interação de troca repulsiva, que é um efeito de curto alcance, agindo simultaneamente com a força eletrostática ou coulômbica de longo alcance. Este efeito é parcialmente responsável pela observação diária no mundo macroscópico de que dois objetos sólidos não podem estar no mesmo lugar ao mesmo tempo.
AstrophysicsEdit
Dyson e Lenard não consideraram o forças magnéticas ou gravitacionais extremas que ocorrem em alguns objetos astronômicos. Em 1995, Elliott Lieb e colaboradores mostraram que o princípio de Pauli ainda leva à estabilidade em campos magnéticos intensos, como em estrelas de nêutrons, embora em uma densidade muito mais alta do que na matéria comum. É uma consequência da relatividade geral que, em campos gravitacionais suficientemente intensos, a matéria colapsa para formar um buraco negro.
A astronomia fornece uma demonstração espetacular do efeito do princípio de Pauli, na forma de anã branca e estrelas de nêutrons. Em ambos os corpos, a estrutura atômica é interrompida por extrema pressão, mas as estrelas são mantidas em equilíbrio hidrostático pela pressão de degenerescência, também conhecida como pressão de Fermi.Essa forma exótica de matéria é conhecida como matéria degenerada. A imensa força gravitacional da massa de uma estrela é normalmente mantida em equilíbrio pela pressão térmica causada pelo calor produzido na fusão termonuclear no núcleo da estrela. Em anãs brancas, que não sofrem fusão nuclear, uma força oposta à gravidade é fornecida pela pressão de degeneração de elétrons. Em estrelas de nêutrons, sujeitas a forças gravitacionais ainda mais fortes, os elétrons se fundiram com os prótons para formar nêutrons. Os nêutrons são capazes de produzir uma pressão de degeneração ainda mais alta, pressão de degeneração dos nêutrons, embora em um intervalo mais curto. Isso pode estabilizar estrelas de nêutrons de um colapso posterior, mas em um tamanho menor e maior densidade do que uma anã branca. Estrelas de nêutrons são os objetos mais “rígidos” conhecidos; seu módulo de Young (ou mais precisamente, módulo de volume) é 20 ordens de magnitude maior do que o do diamante. No entanto, mesmo esta enorme rigidez pode ser superada pelo campo gravitacional de uma massa de estrela de nêutrons excedendo o limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff, levando à formação de um buraco negro.:286-287