kde <math>T_c</math> a <math>\rho</math> jsou teploatteplota a hustota ve středové rovině disku,
<math>\dot{M}_{16}</math> je rychlost akrece v jednotkách <math>10^{16}{\rm g\ s}^{-1}</math>,
<math>m_1</math> je hmotnost centrálního objektu v jednotkách hmotností Slunce <math> M_\bigodot</math>,
Řádek 36:
<math>f=\left[1-\left(\frac{R_\star}{R}\right)^{1/2} \right]^{1/4}</math>, kde <math>R_\star</math> je vzdálenost od středu rotace, kde již nedochází k přesunům momentu hybnosti směrem dovnitř.
Teorie selhává, jakmile je tlak plynu zanedbatelný. Například když v disku vzroste [[tlak záření]], ten se nafoukne do třídemenzionálníhotřídimenzionálního útvaru, v němž rovnice už nelze uplatnit. Jiným extémem je případ [[Saturnovy prstence|prstenců Saturnu]], ve kterých je moment hybnosti přenášen díky kolizím pevných těles a gravitačními interakcemi mezi diskem a [[Měsíc (satelit)|měsíci]]. Model souhlasí s astrofyzikálními pozorováními.<ref>{{Citace periodika | příjmení=Poindexter et al. | year=2008 | titul=The Spatial Structure of An Accretion Disk | periodikum=The Astrophysical Journal, | ročník=673 | číslo= | strany=34 | url=http://arxiv.org/abs/0707.0003 }}</ref><ref>{{Citace periodika | příjmení=Eigenbrod et al. | year=2008 | titul=Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar QSO 2237+0305 = the Einstein Cross. II. Energy profile of the accretion disk | periodikum= Astronomy & Astrophysics, | ročník=490 | číslo= | strany=933 | url=http://arxiv.org/abs/0810.0011 }}</ref><ref>{{Citace periodika | příjmení=Mosquera et al. | year=2009 | titul=Detection of chromatic microlensing in Q 2237+0305 A | periodikum=The Astrophysical Journal, | ročník=691 | číslo= | strany=1292 | url=http://arxiv.org/abs/0810.1626 }}</ref><ref>{{Citace periodika | příjmení1=Floyd et al. | rok=2009 | titul=The accretion disc in the quasar SDSS J0924+0219 | periodikum= arXiv:0905.2651v1 [astro-ph.HE] | url=http://arXiv.org/abs/0905.2651}}</ref>
