Redigerer Tilstandsligning (avsnitt)

===Temperatur T = 0===
Allerede fra dette laveste ordens ser man at trykket i en ideell gass av bosoner er mindre enn i den klassiske gassen, mens det er høyere i en fermiongass. Det skyldes at bosoner effektivt er tiltrukket av hverandre, mens fermioner er gjensidig frastøtende da de oppfyller [[Paulis eksklusjonsprinsipp]]. Tiltrekningen mellom bosoner medfører at ved en [[kritisk temperatur]] ''T<sub>c</sub>&thinsp;'' vil gassen begynne en [[Bose-Einstein kondensasjon]] til en «kvantevæske». Denne faseovergangen begynner når <math> \rho\Lambda^3 = 2.612 </math> som gir

: <math> T_c = {h^2\over 2\pi mk_B} \left({\rho\over 2.612}\right)^{2/3} </math>

Når temperaturen blir enda lavere, vil mer og mer av gassen gå over til den [[Superfluiditet|superflytende]] væskefasen som har trykk ''P'' = 0.

En fermiongass vil derimot ikke gjennomgå noen faseovergang. Den vil ha et trykk som hele tiden er større enn det klassiske trykket. Til og med når ''T'' = 0 vil gassen befinne seg i en tilstand med energitetthet

: <math> u = {U\over V} = {\hbar^2\over 10\pi^2 m} (3\pi^2\rho)^{5/3} </math>

Det tilsvarende trykket  er ''P'' = (2/3)''u&thinsp;'', en sammenheng som også gjelder ved endelig temperatur. I [[Hvit dverg|hvite dvergstjerner]] er det dette trykket fra [[elektron]]er som gjør dem stabile, mens den samme stabiliteten skyldes [[nøytron]]er i [[nøytronstjerne]]r.<ref name = Lay/>