Lihat sumber bagi Jirim degenerat


'''Jirim degenerat''' ({{Jawi|جيريم دڬنرت}}) berlaku apabila [[prinsip pengecualian Pauli]] mengubah [[keadaan jirim]] dengan ketara pada suhu rendah. Istilah ini digunakan dalam [[astrofizik]] untuk merujuk kepada objek bintang padat seperti [[kerdil putih]] dan [[bintang neutron]], iaitu apabila tekanan haba sahaja tidak mencukupi untuk mengelakkan [[keruntuhan graviti]]. Istilah ini juga digunakan untuk logam dalam anggaran [[gas Fermi]].

Jirim degenerat biasanya dimodelkan sebagai [[gas Fermi]] yang unggul, ensembel fermion tidak berinteraksi. Dalam perihalan [[mekanik kuantum]], zarah yang terhad kepada suatu isi padu terhingga mungkin hanya mengambil set tenaga yang diskret, dan ini dipanggil [[keadaan kuantum]]. [[Prinsip pengecualian Pauli]] menghalang fermion-fermion yang sama daripada menduduki keadaan kuantum yang sama. Pada jumlah tenaga terendah (apabila tenaga haba zarah diabaikan), semua keadaan kuantum tenaga terendah akan diisi. Keadaan ini dirujuk sebagai kedegeneratan penuh. '''Tekanan kedegeneratan''' ini kekal bukan sifar walaupun pada suhu sifar mutlak.<ref name="apod.nasa.gov">see http://apod.nasa.gov/apod/ap100228.html</ref><ref name="ReferenceA">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</ref> Menambah zarah atau mengurangkan isi padu memaksa zarah ke dalam keadaan kuantum tenaga yang lebih tinggi. Dalam keadaan ini, daya mampatan diperlukan, dan dinyatakan sebagai tekanan menentang. Ciri utama ialah tekanan kedegeneratan ini tidak bergantung pada suhu tetapi hanya pada ketumpatan fermion. Tekanan kedegeneratan mengekalkan bintang padat dalam keseimbangan, bebas daripada struktur haba bintang.

Jisim degenerat yang ferminya mempunyai halaju hampir dengan kelajuan cahaya (tenaga kinetik zarah lebih besar daripada [[E=mc²|tenaga jisim rehatnya]]) dipanggil '''jirim kedegeneratan relativistik'''.

Konsep '''bintang degenerat''', iaitu objek bintang yang terdiri daripada bahan yang degenerat, pada asalnya dibangunkan dalam usaha bersama antara [[Arthur Eddington]], [[Ralph Fowler]] dan [[Arthur Milne]]. Eddington telah mencadangkan bahawa atom dalam [[Sirius|Sirius B]] hampir terion sepenuhnya dan padat rapat. Fowler menggambarkan kerdil putih sebagai terdiri daripada gas zarah yang menjadi degenerat pada suhu rendah; beliau juga menegaskan bahawa atom-atom biasa pada umumnya serupa dalam hal pengisian tahap tenaga oleh fermion.<ref>{{Cite journal|last=Fowler|first=R. H.|date=1926-12-10|title=On Dense Matter|url=https://academic.oup.com/mnras/article/87/2/114/1058897|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=87|issue=2|pages=114–122|bibcode=1926MNRAS..87..114F|doi=10.1093/mnras/87.2.114|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref> Milne mencadangkan bahawa bahan degenerat ditemui dalam kebanyakan nukleus bintang, bukan sahaja dalam [[bintang padat]].<ref>{{Cite book|title=A History of Astronomy : from 1890 to the Present|last=David.|first=Leverington|date=1995|publisher=Springer London|isbn=1447121244|location=London|oclc=840277483}}</ref>

== Konsep ==
Bahan degenerat mempamerkan sifat mekanikal kuantum apabila suhu sistem [[fermion]] menghampiri [[sifar mutlak]].<ref name="AshcroftMermin">{{Cite book|url=https://archive.org/details/solidstatephysic00ashc/page/39|title=Solid state physics|last=Neil W.|first=Ashcroft|last2=Mermin|first2=N. David.|date=1976|publisher=Holt, Rinehart and Winston|isbn=0030839939|location=New York|pages=[https://archive.org/details/solidstatephysic00ashc/page/39 39]|oclc=934604|author-link=Neil Ashcroft|author-link2=N. David Mermin|url-access=registration}}</ref> {{Rp|30}}Sifat ini terhasil daripada gabungan [[prinsip pengecualian Pauli]] dan [[Telaga kuantum|kurungan kuantum]]. Prinsip Pauli membenarkan hanya satu fermion dalam setiap keadaan kuantum dan kurungan memastikan bahawa tenaga keadaan ini meningkat apabila ia diisi. Keadaan terendah terisi dan fermion terpaksa menduduki keadaan tenaga tinggi walaupun pada suhu rendah.

Walaupun prinsip Pauli dan taburan Fermi-Dirac terpakai kepada semua jirim, kes yang menarik untuk jirim degenerat melibatkan sistem banyak fermion. Kes-kes ini boleh difahami dengan bantuan model gas Fermi. Contohnya termasuk elektron dalam logam dan dalam bintang kerdil putih dan neutron dalam bintang neutron.<ref name="TaylorZafiratosDubson2014">{{Cite book|title=Modern physics for scientists and engineers|last=Taylor|first=John Robert|last2=Zafiratos|first2=Chris D.|last3=Dubson|first3=Michael Andrew|date=2004|publisher=Pearson Education|isbn=978-0-13-805715-2|edition=2|location=Upper Saddle River, NJ|oclc=1319408575}}</ref> {{Rp|436}}Elektron dihadkan oleh tarikan Coulomb kepada teras ion positif; neutron terkurung oleh tarikan graviti. Fermion, dipaksa masuk ke tahap yang lebih tinggi oleh prinsip Pauli, memberikan tekanan untuk menghalang pemampatan selanjutnya.

Peruntukan atau pengagihan fermion ke dalam keadaan kuantum yang disusun mengikut tenaga dipanggil taburan Fermi-Dirac.<ref name="AshcroftMermin" /> {{Rp|30}}Bahan kedegeneratan mempamerkan hasil taburan Fermi-Dirac.

== Tekanan kedegeneratan ==
Tidak seperti [[Gas unggul|gas ideal]] klasik, yang tekanannya berkadar dengan [[Suhu|suhunya]]<math display="block">P=k_{\rm B}\frac{NT}{V}, </math>''P'' ialah tekanan, ''k'' <sub>B</sub> ialah [[pemalar Boltzmann]], ''N'' ialah bilangan zarah—biasanya atom atau molekul—, ''T'' ialah suhu, dan ''V'' ialah isipadu, tekanan yang dikenakan oleh jirim degenerat bergantung hanya dengan lemah pada suhunya. Khususnya, tekanan kekal bukan sifar walaupun pada suhu [[sifar mutlak]]. Pada ketumpatan yang agak rendah, tekanan gas yang degenerat sepenuhnya boleh diperoleh dengan memperlakukan sistem sebagai gas Fermi yang ideal, dengan cara ini<math display="block">P=\frac{(3\pi^2)^{2/3}\hbar^2}{5m} \left(\frac{N}{V}\right)^{5/3},</math>''m'' ialah jisim zarah individu yang membentuk gas. Pada ketumpatan yang sangat tinggi apabila kebanyakan zarah dipaksa ke dalam keadaan kuantum dengan [[Tenaga kinetik|tenaga relativistik]], tekanan diberikan oleh<math display="block">P=K\left(\frac{N}{V}\right)^{4/3},</math>dan ''K'' ialah pemalar kekadaran lain bergantung pada sifat zarah yang membentuk gas.<ref>''Stellar Structure and Evolution'' section 15.3 – R Kippenhahn & A. Weigert, 1990, 3rd printing 1994. {{ISBN|0-387-58013-1}}</ref>
[[Fail:Quantum_ideal_gas_pressure_3d.svg|thumb| Lengkung tekanan vs suhu gas ideal klasik dan kuantum ( [[gas Fermi]], [[gas Bose]] ) dalam tiga dimensi.]]
Semua jirim mengalami kedua-dua tekanan terma biasa dan tekanan kedegeneratan, tetapi dalam gas yang biasa ditemui, tekanan terma mendominasi begitu banyak sehingga tekanan kedegeneratan boleh diabaikan. Begitu juga, bahan degenerat masih mempunyai tekanan terma biasa, tekanan kedegeneratan mendominasi sehingga suhu mempunyai kesan yang boleh diabaikan ke atas jumlah tekanan. Rajah bersebelahan menunjukkan bagaimana tekanan gas Fermi tepu semasa ia disejukkan, berbanding dengan gas ideal klasik.

Walaupun tekanan kedegeneratan biasanya mendominasi pada ketumpatan yang sangat tinggi, nisbah antara tekanan kedegeneratan dan tekanan haba yang menentukan kedegeneratan. Memandangkan peningkatan suhu yang cukup drastik (seperti semasa [[denyar helium]] bintang gergasi merah), jirim boleh menjadi tidak degenerat tanpa mengurangkan ketumpatannya.

Tekanan kedegeneratan menyumbang kepada tekanan pepejal konvensional, tetapi ini biasanya tidak dianggap sebagai jirim degenerat kerana sumbangan penting kepada tekanan mereka disediakan oleh tolakan elektrik [[nukleus atom]] dan penyaringan nukleus antara satu sama lain oleh elektron. [[Model elektron bebas]] logam memperoleh sifat fizikalnya dengan menganggap elektron [[Pengalir elektrik|pengaliran]] sahaja sebagai gas degenerat, manakala majoriti elektron dianggap sebagai menduduki keadaan kuantum terikat. Keadaan pepejal ini berbeza dengan bahan degenerat yang membentuk jasad kerdil putih, iaiatu apabila kebanyakan elektron akan dianggap sebagai menduduki keadaan momentum zarah bebas.

Contoh eksotik jirim degenerat termasuk jirim degenerat neutron, [[Perkara pelik|jirim pelik]], [[Hidrogen metalik|hidrogen logam]] dan jirim kerdil putih.

== Gas degenerat ==
Gas degenerat ialah gas yang terdiri daripada [[fermion]] seperti elektron, proton, dan neutron dan bukannya molekul bahan biasa. Gas elektron dalam logam biasa dan di pedalaman kerdil putih adalah dua contoh. Mengikut prinsip pengecualian Pauli, hanya boleh ada satu fermion yang menduduki setiap keadaan kuantum. Dalam gas yang degenerat, semua keadaan kuantum diisi sehingga tenaga Fermi. Kebanyakan bintang disokong melawan graviti mereka sendiri oleh tekanan gas terma biasa, manakala dalam bintang kerdil putih pula daya sokongan datang daripada tekanan kedegeneratan gas elektron di bahagian dalam mereka. Dalam bintang neutron, zarah yang degenerat adalah neutron.

Gas fermion apabila semua keadaan kuantum di bawah tahap tenaga tertentu diisi dipanggil gas fermion terkedegeneratan sepenuhnya. Perbezaan antara tahap tenaga ini dan tahap tenaga terendah dikenali sebagai tenaga Fermi.

=== Kedegeneratan elektron ===
Dalam gas fermion biasa apabila kesan haba menguasai, kebanyakan tahap tenaga elektron yang ada tidak terisi dan elektron bebas untuk bergerak ke keadaan ini. Apabila ketumpatan zarah meningkat, elektron secara progresif mengisi keadaan tenaga yang lebih rendah dan elektron tambahan terpaksa menduduki keadaan tenaga yang lebih tinggi walaupun pada suhu rendah. Gas degenerat sangat menentang pemampatan selanjutnya kerana elektron tidak boleh bergerak ke tahap tenaga yang telah diisi lebih rendah disebabkan oleh prinsip pengecualian Pauli. Oleh kerana elektron tidak boleh melepaskan tenaga dengan bergerak ke keadaan tenaga yang lebih rendah, tiada tenaga haba boleh diekstrak. Momentum fermion dalam gas fermion bagaimanapun menghasilkan tekanan, yang dipanggil "tekanan kedegeneratan".

Di bawah ketumpatan tinggi jirim menjadi gas degenerat apabila semua elektron dilucutkan daripada atom induknya. Teras bintang, apabila pembakaran hidrogen dalam tindak balas [[Lakuran nuklear|pelakuran nuklear]] berhenti, menjadi koleksi [[ion]] bercas positif, sebahagian besarnya helium dan nukleus karbon, terapung dalam lautan elektron, yang telah dilucutkan daripada nukleusnya. Gas degenerat adalah konduktor haba yang hampir sempurna dan tidak mematuhi hukum gas biasa. [[Kerdil putih]] bercahaya bukan kerana mereka menjana tenaga tetapi sebaliknya kerana mereka telah memerangkap sejumlah besar haba yang kemudian dipancarkan secara beransur-ansur. Gas biasa memberikan tekanan yang lebih tinggi apabila ia dipanaskan dan mengembang, tetapi tekanan dalam gas yang degenerat tidak bergantung pada suhu. Apabila gas menjadi sangat termampat, kedudukan zarah betul-betul bertentangan antara satu sama lain untuk menghasilkan gas degenerat yang berkelakuan lebih seperti pepejal. Dalam gas degenerat [[tenaga kinetik]] elektron agak tinggi dan kadar perlanggaran antara elektron dan zarah lain agak rendah, oleh itu elektron yang degenerat boleh bergerak jauh pada halaju yang menghampiri kelajuan cahaya. Berbanding suhu, tekanan dalam gas yang degenerat hanya bergantung pada kelajuan zarah yang degenerat; bagaimanapun, menambah haba tidak meningkatkan kelajuan kebanyakan elektron, kerana ia terperangkap dalam keadaan kuantum yang diduduki sepenuhnya. Tekanan meningkat hanya oleh jisim zarah, yang meningkatkan daya graviti yang menarik zarah lebih rapat. Oleh itu, fenomena adalah bertentangan dengan yang biasa terdapat dalam jirim di mana jika jisim jirim itu ditambah, objek menjadi lebih besar. Dalam gas degenerat, apabila jisim bertambah, zarah menjadi lebih rapat kerana graviti (dan tekanan meningkat), jadi objek menjadi lebih kecil. Gas degenerat boleh dimampatkan kepada ketumpatan yang sangat tinggi, nilai biasa berada dalam julat 10,000 kilogram per sentimeter padu.

Terdapat had atas jisim objek terkedegeneratan elektron, [[had Chandrasekhar]], apabila [[Tekanan degenerasi elektron|tekanan kedegeneratan elektron]] tidak dapat menyokong objek terhadap keruntuhan. Hadnya ialah kira-kira 1.44<ref>{{Petik ensiklopedia|url=https://www.britannica.com/science/Chandrasekhar-limit|encyclopedia=Encyclopaedia Britannica|title=Chandrasekhar limit}}</ref> [[jisim suria]] untuk objek dengan komposisi tipikal yang dijangkakan untuk bintang kerdil putih (karbon dan oksigen dengan dua barion setiap elektron). Potongan jisim ini hanya sesuai untuk bintang yang disokong oleh tekanan kedegeneratan elektron yang ideal di bawah graviti Newton; dalam [[kerelatifan am]] dan dengan pembetulan Coulomb yang realistik, had jisim yang sepadan ialah sekitar 1.38 jisim suria.<ref>{{Cite journal|last=Rotondo|first=Michael|last2=Rueda|first2=Jorge A.|last3=Ruffini|first3=Remo|last4=Xue|first4=She-Sheng|year=2011|title=Relativistic Feynman-Metropolis-Teller theory for white dwarfs in general relativity|journal=Physical Review D|volume=84|issue=8|page=084007|arxiv=1012.0154|bibcode=2011PhRvD..84h4007R|doi=10.1103/PhysRevD.84.084007}}</ref> Had juga boleh berubah dengan komposisi kimia objek, kerana ia mempengaruhi nisbah jisim kepada bilangan elektron yang hadir. Putaran objek, yang menentang daya graviti, juga mengubah had untuk mana-mana objek tertentu. Objek angkasa di bawah had ini ialah bintang [[kerdil putih]], terbentuk oleh pengecutan beransur-ansur teras [[bintang]] yang kehabisan bahan api. Semasa pengecutan ini, gas terkedegeneratan elektron terbentuk dalam teras, memberikan tekanan kedegeneratan yang mencukupi kerana ia dimampatkan untuk menahan keruntuhan selanjutnya. Di atas had jisim ini, [[bintang neutron]] (terutamanya disokong oleh tekanan kedegeneratan neutron) atau [[lohong hitam]] boleh terbentuk sebaliknya.

=== Kedegeneratan neutron ===
Kedegeneratan neutron adalah serupa dengan kedegeneratan elektron dan ditunjukkan dalam bintang neutron, yang sebahagiannya disokong oleh tekanan daripada gas neutron yang degenerat.<ref name="physics-of-neutron-stars">{{Cite journal|last=Potekhin|first=A. Y.|year=2011|title=The Physics of Neutron Stars|journal=Physics-Uspekhi|volume=53|issue=12|pages=1235–1256|arxiv=1102.5735|bibcode=2010PhyU...53.1235Y|doi=10.3367/UFNe.0180.201012c.1279}}</ref> Keruntuhan berlaku apabila teras kerdil putih melebihi lebih kurang 1.44&nbsp;[[jisim suria]], iaitu [[had Chandrasekhar]], di atasnya keruntuhan tidak dihentikan oleh tekanan elektron yang degenerat. Apabila bintang itu meruntuh, tenaga Fermi elektron meningkat ke tahap apabila ia sangat menggalakkan untuk mereka bergabung dengan proton untuk menghasilkan neutron (melalui [[pereputan beta]] songsang, juga dipanggil [[penangkapan elektron]]). Hasilnya ialah bintang yang sangat padat yang terdiri daripada [[Perkara nuklear|bahan nuklear]], yang kebanyakannya merupakan gas neutron yang degenerat, kadangkala dipanggil [[neutronium]], dengan campuran kecil proton dan gas elektron yang degenerat.

Neutron dalam gas neutron yang degenerat jaraknya jauh lebih rapat daripada elektron dalam gas terkedegeneratan elektron kerana neutron yang lebih besar mempunyai [[Gelombang jirim|panjang gelombang]] yang lebih pendek pada tenaga tertentu. Dalam kes bintang neutron dan kerdil putih, fenomena ini ditambah lagi dengan fakta bahawa tekanan dalam bintang neutron jauh lebih tinggi daripada tekanan dalam bintang kerdil putih. Peningkatan tekanan disebabkan oleh fakta bahawa kekompakan bintang neutron menyebabkan daya graviti menjadi jauh lebih tinggi daripada jasad yang kurang padat dengan jisim yang sama. Hasilnya ialah bintang dengan diameter pada susunan seperseribu daripada kerdil putih.

Terdapat had atas jisim objek neutron-degenerat, [[had Tolman–Oppenheimer–Volkoff]], yang serupa dengan had [[Chandrasekhar]] untuk objek kedegeneratan elektron. Had teori untuk objek bukan relativistik yang disokong oleh tekanan kedegeneratan neutron yang ideal ialah hanya 0.75&nbsp;jisim suria;<ref>{{Cite journal|last=Oppenheimer, J.R.|last2=Volkoff, G.M.|year=1939|title=On massive neutron cores|journal=Physical Review|publisher=American Physical Society|volume=55|issue=374|pages=374–381|bibcode=1939PhRv...55..374O|doi=10.1103/PhysRev.55.374}}</ref> bagaimanapun, dengan model yang lebih realistik termasuk interaksi barion, had yang tepat tidak diketahui, kerana ia bergantung pada [[persamaan keadaan]] jirim nuklear, yang mana model yang sangat tepat belum tersedia. Di atas had ini, bintang neutron mungkin runtuh ke dalam [[lubang hitam]] atau ke dalam bentuk padat lain yang mungkin degenerat. {{Efn|“Bentuk jirim yang lebih tumpat” yang mungkin termasuk [[jirim QCD|jirim kuark]], [[bintang preon]], dsb., jika bentuk jirim itu benar-benar wujud, dan jika ia mempunyai sifat yang sesuai. Isu utama ialah sama ada persamaan keadaan bahan hipotesis menunjukkan tahap kebolehmampatan, atau 'kekakuan', serasi dengan model sisa bintang.}}

=== Kedegeneratan proton ===
Bahan padat yang cukup mengandungi proton mengalami tekanan kedegeneratan proton, dengan cara yang serupa dengan tekanan kedegeneratan elektron dalam jirim kedegeneratan elektron: proton yang terhad kepada isipadu yang cukup kecil mempunyai ketidakpastian yang besar dalam momentumnya disebabkan oleh [[Prinsip ketidakpastian|prinsip ketidakpastian Heisenberg]]. Walau bagaimanapun, kerana proton jauh lebih besar daripada elektron, momentum yang sama mewakili halaju yang lebih kecil untuk proton daripada elektron. Akibatnya, dalam jirim dengan bilangan proton dan elektron yang lebih kurang sama, tekanan kedegeneratan proton adalah jauh lebih kecil daripada tekanan kedegeneratan elektron, dan kedegeneratan proton biasanya dimodelkan sebagai pembetulan kepada [[persamaan keadaan]] jirim kedegeneratan elektron.

=== Kedegeneratan kuark ===
Pada ketumpatan yang lebih besar daripada yang disokong oleh kedegeneratan neutron, [[Perkara QCD|jirim kuark]] dijangka berlaku.<ref name=":0">{{Cite journal|last=Annala|first=Eemeli|last2=Gorda|first2=Tyler|last3=Kurkela|first3=Aleksi|last4=Nättilä|first4=Joonas|last5=Vuorinen|first5=Aleksi|date=2020-06-01|title=Evidence for quark-matter cores in massive neutron stars|journal=Nature Physics|language=en|volume=16|issue=9|pages=907–910|arxiv=1903.09121|bibcode=2020NatPh..16..907A|doi=10.1038/s41567-020-0914-9|issn=1745-2481|doi-access=free}}</ref> Beberapa variasi hipotesis ini telah dicadangkan yang mewakili keadaan quark-degenerate. [[Perkara pelik|Jirim pelik]] ialah gas kuark yang degenerat yang sering diandaikan mengandungi [[Kuark aneh|kuark pelik]] sebagai tambahan kepada kuark [[Kuark naik|naik]] dan [[Kuark turun|turun]] biasa. Bahan [[Superkonduktiviti warna|superkonduktor berwarna]] ialah gas kuark yang degenerat di mana quark berpasangan dengan cara yang serupa dengan [[pasangan Cooper]] dalam [[Keberaliran lampau|superkonduktor]] elektrik. Persamaan keadaan untuk pelbagai bentuk bahan terkedegeneratan kuark yang dicadangkan berbeza-beza, dan biasanya juga kurang ditakrifkan, disebabkan oleh kesukaran untuk memodelkan interaksi [[Daya nukleus kuat|daya yang kuat]].

Jirim kuark-degenerate mungkin berlaku dalam teras bintang neutron, bergantung pada persamaan keadaan jirim neutron-degenerate. Ia juga mungkin berlaku dalam [[Bintang Quark|bintang kuark]] hipotesis, yang dibentuk oleh keruntuhan objek di atas [[Had Tolman–Oppenheimer–Volkoff|had jisim Tolman–Oppenheimer–Volkoff]] untuk objek neutron-degenerat. Sama ada jirim kuark-degenerat terbentuk sama sekali dalam situasi ini bergantung pada persamaan keadaan kedua-dua jirim neutron-degenerat dan jirim kuark-degenerat, yang kedua-duanya kurang diketahui. Bintang kuark dianggap sebagai kategori perantaraan antara bintang neutron dan lohong hitam.<ref>{{Cite web|url=https://www.universetoday.com/130031/what-are-quark-stars/|title=What are Quark Stars?|last=Cain|first=Fraser|date=2016-07-25|website=Universe Today|language=en-US|access-date=2021-01-15}}</ref>

== Sejarah ==
[[Mekanik kuantum]] menggunakan perkataan 'degenerat' dalam dua cara: [[Merosot tahap tenaga|tahap tenaga yang merosot (degenerat)]] dan sebagai had keadaan tanah suhu rendah untuk keadaan jirim.<ref name="TaylorZafiratosDubson2014" /> {{Rp|437}}Tekanan kedegeneratan elektron berlaku dalam sistem keadaan dasar yang tidak degenerat dalam tahap tenaga. Istilah "kedegeneratan" berasal daripada kerja terhadap haba tentu gas yang mendahului penggunaan istilah dalam mekanik kuantum.

Pada tahun 1914 [[Walther Nernst]] menyifatkan pengurangan [[Muatan haba tentu|haba tentu]] [[Gas unggul|gas]] pada suhu yang sangat rendah sebagai "kedegeneratan"; dia mengaitkan ini dengan kesan kuantum. Dalam kerja seterusnya dalam pelbagai kertas mengenai [[termodinamik kuantum]] oleh [[Albert Einstein]], oleh [[Max Planck]], dan oleh [[Erwin Schrödinger]], kesan pada suhu rendah dipanggil "kedegeneratan gas".<ref>Hanle, Paul A. “The Coming of Age of Erwin Schrödinger: His Quantum Statistics of Ideal Gases.” Archive for History of Exact Sciences, vol. 17, no. 2, 1977, pp. 165–92. JSTOR, http://www.jstor.org/stable/41133485. Accessed 27 July 2023.</ref> Gas degenerat sepenuhnya tidak mempunyai pergantungan isipadu pada tekanan apabila suhu menghampiri [[sifar mutlak]].

Pada awal tahun 1927 [[Enrico Fermi]] dan secara berasingan [[Llewellyn Thomas]] membangunkan model semiklasik untuk elektron dalam logam.<ref>{{Cite journal|last=Fermi|first=E.|author-link=Enrico Fermi|date=1926-11-01|title=Zur Quantelung des idealen einatomigen Gases|url=https://ethw.org/w/images/e/e5/P1_1926_Zur_Quantelung_des_idealen_einatomigen_Gases.pdf|journal=Zeitschrift für Physik|language=de|volume=36|issue=11–12|pages=902–912|bibcode=1926ZPhy...36..902F|doi=10.1007/BF01400221|issn=0044-3328|archive-url=https://web.archive.org/web/20190406201635/https://ethw.org/w/images/e/e5/P1_1926_Zur_Quantelung_des_idealen_einatomigen_Gases.pdf|archive-date=2019-04-06}}</ref>  Model itu menganggap elektron sebagai gas. Kemudian pada tahun 1927, [[Arnold Sommerfeld]] menggunakan prinsip Pauli melalui [[statistik Fermi-Dirac]] untuk model gas elektron ini, mengira haba tentu logam; hasilnya menjadi model [[gas Fermi]] untuk logam. Sommerfeld memanggil kawasan suhu rendah dengan kesan kuantum sebagai "gas degenerat sepenuhnya".<ref>{{Cite journal|last=Eckert|first=Michael|date=1987-01-01|title=Propaganda in Science: Sommerfeld and the Spread of the Electron Theory of Metals|url=https://online.ucpress.edu/hsns/article/17/2/191/47697/Propaganda-in-Science-Sommerfeld-and-the-Spread-of|journal=Historical Studies in the Physical and Biological Sciences|language=en|volume=17|issue=2|pages=191–233|doi=10.2307/27757582|issn=0890-9997|jstor=27757582}}</ref>

Juga pada tahun 1927, [[Ralph H. Fowler]] menggunakan model Fermi untuk teka-teki kestabilan bintang kerdil putih. Pendekatan ini telah diperluaskan kepada model relativistik oleh kajian kemudian dan dengan karya [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] menjadi [[Had Chandrasekhar|model yang diterima untuk kestabilan bintang]].<ref>{{Cite journal|last=Koester|first=D|last2=Chanmugam|first2=G|date=1990-07-01|title=Physics of white dwarf stars|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0034-4885/53/7/001|journal=Reports on Progress in Physics|volume=53|issue=7|pages=837–915|doi=10.1088/0034-4885/53/7/001|issn=0034-4885}}</ref>

== Lihat juga ==

* [[Hasil pemeluwapan Bose-Einstein|Bose-Einstein kondensat]] – Gas boson degenerat 
* {{Annotated link|Teori cecair Fermi}} - Model teori dalam fizik
* [[Hidrogen metalik|Hidrogen logam]] – Fasa hidrogen bertekanan tinggi

== Nota ==
{{Notelist|1}}

== Petikan ==
{{Reflist|25em}}

== Rujukan ==

* {{Cite book|url=http://www.worldscibooks.com/physics/6631.html|title=Advances in Atomic Physics|last=Cohen-Tanoudji|first=Claude|publisher=[[World Scientific]]|year=2011|isbn=978-981-277-496-5|pages=791|access-date=2012-01-31|archive-url=https://web.archive.org/web/20120511023729/http://www.worldscibooks.com/physics/6631.html|archive-date=2012-05-11}}

== Pautan luar ==

* [https://ircamera.as.arizona.edu/astr_250/Lectures/Lec17_sml.htm Kuliah 17: Evolusi Stellar.] [https://ircamera.as.arizona.edu/astr_250/Lectures/Lec17_sml.htm Membincangkan gas degenerat dalam model bintang]

{{Keadaan jirim}}
[[Kategori:Astrofizik]]
[[Kategori:Fasa jirim]]
[[Kategori:Bintang degenerat]]
[[Kategori:Jirim eksotik]]