円盤は様々な時期に様々な半径で形成され、バルジは円盤不安定性で形成された というモデルを提案する。パラメターを調節しても、 M 31 外側円盤のガス密度 プロファイルを再現することは困難であった。一方、天の川円盤では同じ星形成 則で沢山の観測結果を再現した。モデルはまた、観測より急なメタル勾配を予測 した。
図１．（上） HI ガスの表面密度。（下）酸素組成勾配。観測データ は HI Berkhuijsen 1977, Walterbos 1982. [O/H] Blair et al 1982
この矛盾を解消するには外側円盤での星形成効率を天の川銀河 より高いと考えるのが良い。さらに、 M 31 で観測される大きさ のバルジを形成するには安定性基準を 0.30 より小さくする必要 がある。この場合には M 31 回転曲線も再現できる。天の川銀河 と M 31 の形成過程が異なっていた可能性もある。われわれのモデル 計算では、M 31 の場合円盤不安定性はバルジを作るには効率的な 方法ではないようだ。さらに、外側円盤は初期に衛星銀河との 作用を経た可能性がある。
図２．M 31 円盤回転曲線。