銀河合体
Roukemaのグループは、この定義を、ある時点でのハローがその前の時点でのハローに含まれる粒子の50%以上を含んでるかどうか、という関係性を利用して決定するという手法を用いた。これにより、どのハローでも時間のステップを1つ進める間に、2つ以上の子孫を持たないということが保証された。この銀河形成モデリングの手法は、合成スペクトルから求まる銀河の数的な特徴や、観測に一致する銀河の統計的な特性を高速に計算できるとして受け入れられた。
同じ1992年の会議において、これとは独立してLaceyとCole(英語版)はPress–Schechter理論(英語版)と力学的摩擦(英語版)の理論を組み合わせて、ダークマターハローの合体系統樹とそれに対応するハローの核での銀河の誕生をモンテカルロ法で統計的に計算する方法を示した。 Kauffmann(英語版)、 サイモン・ホワイト、Guiderdoniは翌1993年にこの手法をガスの冷却や星形成、超新星からのガスの再加熱、および渦巻銀河から楕円銀河への転換などを含め拡張し、準解析的に定式化した。Kauffmannのグループと、岡本崇・長島雅裕はのちに、合体系統樹のアプローチを派生させたシミュレーション法を発表している。
銀河合体(ぎんががったい、英語: Galaxy merger)は、2つ以上の銀河が衝突する際に起こる現象である。
実際に衝突し合体する点で、銀河同士の相互作用の中でも最も激しいものである。銀河間の重力的な相互作用や、銀河に含まれるガスやダスト同士の摩擦は銀河の進化に大きな影響を与える。このような合体が銀河に与える影響の度合いは銀河同士の衝突する角度や衝突時の速度、銀河同士の大きさの比率など広く様々なパラメーターに依存するため、これらを正確に予想・評価することは現在天文学においても重要で活発な研究分野の1つとなっている。また、銀河合体が起こる確率・頻度は銀河の進化のペースを調べるための基本的なパラメータとなるのでそういった意味でも重要視されている。またこの合体率を用いて、銀河が時間の経過とともにどのように成長していったかを天文学者は見積もることができる。