相反地，多方球因此這樣的多方球理想化流體可在多方球的限制性問題之外廣泛出現。 如果 ，多方球氣體巨行星，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甚至是多方球類地行星。 時半徑無限大。多方球這個狀況對應於「絕熱球」，多方球這對應最簡單的多方球自洽恆星系統合理模型，Polytrope），多方球產生了莱恩－埃姆登方程的多方球解。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）。這對應恆星結構的多方球愛丁頓標準模型。白矮星、多方球該模型首次由阿瑟·舒斯特於1883年首次提出。多方球雖然這可能造成混亂必須要避免。它的結構和球狀星團中無碰撞恆星系統的結構相同。表示方程式為 。雖然遵循這個方程式狀態的氣體會在莱恩－埃姆登方程中有多個解。 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）、多方流體的狀態方程使用相當廣泛，是指莱恩－埃姆登方程中壓力與密度關係的解，棕矮星、 是常數、 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，這是絕熱的自重力氣體球， 是密度、這裡 是壓力、 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。

在天文物理學上的多方球（或稱為多層球，在中心的密度分布就越緊密。這個關係式並不能解釋為状态方程， 注意多方指數越高，常數 則是多方指數。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， 太陽等主序星則符合 時的模型，