簡併態

夫簡併態物質者^[一]^[二]，群游粒子之所聚也，其理一稟諸量子力學。此物極密，多見乎緻密星中，亦可營低溫而得之於實驗室^[三]^[四]。凡電子、中子、質子等費米子，皆可致此態，因有電子簡併物、中子簡併物之目。若夫雜糅之體，如白矮星或金屬之內，離子與電子雜處，則唯電子可趣簡併，而離子不能也。

按量子力學之理，自由粒子，其積受限，其能階有間斷，是謂量子態。又依泡利不相容之律，同類之費米子，弗能共處一態。若自低階而上，各據其位而皆滿，則總能至微（微熱不計），斯謂之「完全簡併」。當此之時，雖屆絕對零度，其簡併壓猶存而不息^[三]^[四]。若復益以粒子，或蹙其體積，欲逼入高階，必生抗力。是故簡併之壓，唯視密度，不繫寒暑。緻密之星，得以不崩而保衡者，正賴此壓，而非藉熱力也。

斯物又稱費米氣體或簡併氣體。若其粒子馳騖極疾，幾侔光速，則謂之相對論簡併態。

西曆一九二六年，福勒首論離子、電子混雜之體為簡併質^[五]。測得白矮星內電子極密（按費米-狄拉克統計，爾時未有「簡併態」之名），其分壓遠過離子焉。

理致

夫電漿受壓而冷，至極則無可復蹙。何以故？蓋泡利氏律有云：二費米子斷無同處一態者。方其受壓逼仄，位置益確；然揆諸測不準之理（按其式 $\Delta x\Delta p\geq \hbar /2$ ，Δp、Δx 乃動量與位置未定之度也），微粒既囿於幽仄之域，其動量之未定也必巨。是故電漿雖寒，微粒之奔突猶疾。苟欲益蹙其體，必施巨力以抗其動量焉。

尋常理想氣體，其壓與溫成正比（式作 $P=nkT/V$ ，P為壓，V為積，n為粒子數，k為波茲曼常數，T為溫）。然簡併態則殊不相侔。微密之完全簡併氣體，其壓作 $P=K(n/V)^{5/3}$ （K由粒子本性而定）。至於極緻密者，則入相對論之態，其壓作 $P=K'(n/V)^{4/3}$ （K′亦由本性定）^[六]。

凡萬物之內，熱壓與簡併壓恆並存。尋常氣體以熱壓為主，簡併壓微末可忽；而簡併態物雖亦有熱壓，然體極緻密，簡併壓大盛，熱壓遂不可同日而語也。

此態之物，要者有中微子、夸克、金屬氫、白矮星之質。尋常固體之中，簡併壓亦助生常壓，然世不謂之簡併態，蓋其抗壓之力，主出乎電子與原子核之斥力，非端賴簡併也。又如金屬等導體，其內游離之電子，可作簡併氣體觀，然餘者電子，仍拘於原子核，各據其量子態，此與白矮星大異（白矮星中，舉星之電子皆屬自由簡併也）。

兼查

據

↑ H.S. Goldberg, M.D. Scadron《Physics of Stellar Evolution and Cosmology》第二百有二頁。Taylor & Francis以一九八七年刊之，ISBN 0-677-05540-4。
↑ An Introduction to Modern Astrophysics §16.3 "The Physics of Degenerate Matter – Carroll & Ostlie, 2007, second edition. ISBN 0-8053-0402-9
1 2 see http://apod.nasa.gov/apod/ap100228.html
1 2 Andrew G. Truscott, Kevin E. Strecker, William I. McAlexander, Guthrie Partridge, and Randall G. Hulet, "Observation of Fermi Pressure in a Gas of Trapped Atoms", Science, 2 March 2001
↑ On Dense Matter, R. H. Fowler, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 87 (1926), pp. 114–122.
↑ Stellar Structure and Evolution section 15.3 – R Kippenhahn & A. Weigert, 1990, 3rd printing 1994. ISBN 0-387-58013-1