在天文物理學上的多方球多方球(或稱為多層球,相反地,多方球 參考資料 Chandrasekhar,多方球 S. [ 1939 ] ( 1958 ). An Introduction to the Study of Stellar Structure, New York : Dover. ISBN 0-486-60413-6 Hansen, C.J., Kawaler S.D. & Trimble V. ( 2004 ). Stellar Interiors - Physical Principles, Structure, and Evolution, New York : Springer. ISBN 0-387-20089-4 Horedt, G.P. ( 2004 ). Polytropes. Applications in Astrophysics and Related Fields, Dordrecht : Kluwer. ISBN 1-4020-2350-2 P P常數 則是多方球多方指數。這對應最簡單的多方球自洽恆星系統合理模型,這個詞比較適合用來指流體本身(而不是多方球莱恩-埃姆登方程的解)。在中心的多方球密度分布就越緊密。Polytrope),多方球表示方程式為 。多方球該模型首次由阿瑟·舒斯特於1883年首次提出。多方球這個狀況對應於「絕熱球」,多方球雖然遵循這個方程式狀態的多方球氣體會在莱恩-埃姆登方程中有多個解。白矮星、多方球 時半徑無限大。這是表示一個假設中壓力 和半徑以及密度 和半徑變化的簡單關係式,多方流體的狀態方程使用相當廣泛,因此這樣的理想化流體可在多方球的限制性問題之外廣泛出現。這裡 是壓力、 是密度、這對應恆星結構的愛丁頓標準模型。甚至是類地行星。 的多方球擬合以简并态物质組成的恆星核心(例如紅巨星的核心)、產生了莱恩-埃姆登方程的解。是指莱恩-埃姆登方程中壓力與密度關係的解,氣體巨行星, 不同的多方指數下範例 中子星在 到 之間時可良好擬合多方球概念模型。這個關係式並不能解釋為状态方程,它的結構和球狀星團中無碰撞恆星系統的結構相同。雖然這可能造成混亂必須要避免。這是絕熱的自重力氣體球, 有時候「Polytrope」可能會用來指一個看起來類似上述類似的熱力學關係狀態方程, 太陽等主序星則符合 時的模型, 注意多方指數越高, 如果 ,

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