Famille de particules (pas nécessairement élémentaires) qui obéit à une loi statistique particulière (voir illustration). Les électrons, les protons, les neutrons sont des fermions. Les noyaux de carbone 13, de fluor sont des fermions. Les photons, les noyaux d’hélium 4 de carbone 12 et d’azote 14 ne sont pas des fermions (ils appartiennent à la famille des bosons).
Dans un gaz très dense et froid contenant des fermions, la pression (pression de Fermi) est indépendante de la température. Elle ne dépend que de la densité (on dit qu’un tel gaz est dégénéré). Les gaz ordinaires, (formés de bosons, de fermions, ou d’un mélange des deux) ne sont pas soumis à cette loi, car ils sont trop peu denses, et la pression dépend à la fois de la densité et de la température.
En astrophysique, la pression de Fermi joue un rôle essentiel dans l’équilibre des étoiles à neutrons et des naines blanches. On pense que d’autres objets astrophysiques possèdent des gaz dégénérés (dont la pression est due à une grande densité de fermions). Ce serait le cas du cœur de planètes massives, telles que Jupiter et Saturne.
La pression de Fermi est d’autant plus forte que les fermions sont légers. Dans une naine blanche, il y a des électrons et des neutrons. Les électrons et les neutrons sont des fermions, mais c’est la pression de Fermi des électrons (plus forte) qui empêche réellement l’étoile de s’effondrer. Dans une étoile à neutron, il n’y a pas d’électrons. La pression de Fermi qui empêche l’effondrement de l’étoile est celle des neutrons, cette pression est moins efficace qui si il y avait des électrons. C’est pourquoi une étoile à neutrons est beaucoup plus dense (et donc plus petite, à masse comparable) qu’une naine blanche.