Fermi-gass
En Fermi-gass, eller fri-elektron-gass, er en samling av ikke-vekselvirkende fermioner. Den er en kvantemekanisk versjon av en ideell gass for fermioner. Elektroner i metaller og halvledere an nøytroner i nøytronstjerner kan tilnærmes å være Fermi-gasser. Energidistribusjonen av fermioner i en Fermi-gass i termisk likevekt er bestemt av deres tetthet, temperaturen og settet av tilgjengelige energitilstander via Fermi-Dirac statistikk. På grunn av Paulis eksklusjonsprinsipp kan ingen av kvantetilstandene være fylt av mer enn ett fermion slik at den totale energien i Fermi-gassen ved null temperatur er større enn produktet av antall partikler og grunntilstanden til enkeltpartiklene. Av denne grunnen er trykket i en Fermi-gass større enn null selv ved null temperatur i motsetning til en klassisk ideell gass. Det såkalte degenererte trykket er nok til å stabilisere en nøytronstjerne (en Fermi-gass av nøytroner) eller en hvit dvergstjerne (en fermi-gass av elektroner) mot gravitasjonstrykket som forsøker å trykke stjernen sammen.
Det er mulig å definere en Fermi-temperatur og under denne temperaturen kan gassen sees på som degenerert. Denne temperaturen avhenger av masse til fermionene og energitilstandstettheten. For metaller er elektrongassens Fermi-temperatur vanligvis mange tusen Kelvin og kan alltid sees på som degenerert. Den maksimale energien til fermionene ved null temperatur kalles for Fermienergien. Fermienergiens overflate i impulsrommet er kjent som Fermioverflaten.
Siden vekselvirkninger er neglisjert per definisjon, reduseres behandlingen av likevektsegenskapene og de dynamiske egenskapene til en Fermi-gass til å behandle egenskapene til de enkelte individuelle partiklene. På grunn av dette er behandligen av Fermi-gasser relativt enkle å ha med og gjøre og utgjør utgangspunktet for mer avanserte teorier, for eksempel Fermi-væske-teori og perturbasjonsteori, som med en viss grad av nøyaktighet tar hensyn til vekselvirkninger mellom fermionene.