1. Galaktické příčky
- gravitační nestabilita
kinematicky chladného disku
- rotace x náhodné rychlosti
Toomreovo kritérium stability (Toomre 1964):
κ σR σR
Q = ———— = —
3.36 GΣ σR,crit
Q – „teploměr“ galaktických disků
Q > 1 
lokální stabilita vůči osově symetrickým
poruchám
Q < 1 
lokální nestabilita vůči osově symetrickým
poruchám
- velká většina diskových galaxií má příčku
- příčka vzniká v chladných discích s Q < 3
- rychlý vznik ( 109
let)
- příčka ve hvězdném disku je po vytvoření
dlouhodobým útvarem (>1010
let)
- disk lze proti vzniku příčky stabilizovat
a) náhodnými pohyby (velké Q)
b) sféricky symetrickým rozložením
hmoty (bulge)
2. Citlivost dynamiky disku na obsah plynu
Stabilita self-gravitujícího disku je
velmi citlivá na množství plynu
Plyn = disipativní složka 
silná reakce na gravitační poruchy
(např. příčky, spirální ramena 
radiální proudění, prstence,
zeslabení nebo zničení příčky)
dvojsložkové gravitační nestability
(hvězdy + plyn)
plyn je „palivem“ pro tvorbu hvězd
(tvorba hvězd 
změna poměru Mplyn/Mhvězdy, …)
3. Radiální proudění (radial flows)
ve spirálních galaxiích
- gravitační silový moment (gravity torque)
(různé chování hvězd a plynu)
 změna momentu hybnosti
 přenos hmoty
 a) vznik prstenců
b) „krmení“ galaktických jader
(fuelling of AGN)
- „problém momentu hybnosti“
(angular momentum problem)
- vznik dvojpříček
(double-bars / bars-within-bars)
c) vývoj podél Hubbleovy posloupnosti
(vznik bulge,
růst centrální koncentrace hmoty,
růst rotační rychlosti, …)
4. Výměna hmoty mezi hvězdami a plynem
- tvorba hvězd (star formation)
- Schmidtův zákon (Schmidt 1959, 1963) pro
Star formation rate (SFR)
ρSFR = A ρ2
(Schmidt: ρ = ρHI)
- zobecněný Schmidtův zákon
ρSFR = An ρn
nebo ΣSFR = AN ΣN
Kennicutt 1998: ΣSFR = A Σ1.4
(Σ = ΣHI + ΣH2)
- galaxie s velmi nízkou tvorbou hvězd:
Σgas ≈ 0.1 Mo/pc2
, ΣSFR ≈ 10-3
Mo/yr/kpc2
- oblasti s extrémně vysokou tvorbou hvězd
(extreme starbursts):
Σgas ≈ 105
Mo/pc2
, ΣSFR ≈ 1000 Mo/yr/kpc2
- účinnost tvorby hvězd
(star formation efficiency)
- počáteční funkce hmoty
(Initial Mass Function - IMF)
ψ(mi) dmi = a mi
–(1+x)
dmi =
φ(mi) d(log mi) = a mi
–x
d(log mi)
Salpeter (1955): x=1.35
- ztráta hmoty (stellar mass-loss)