星系之间的碰撞涉及到的参数除了上面提到的质量比、气体含量外，还包括许多其他参数，包括碰撞的角度、星系角动量方向等等，是一个极为复杂的非线性过程。天文学家只能依靠计算机数值模拟来理解星系的碰撞和并合的过程。

图8. 最上面为Toomre 两兄弟1972年的数值模拟结果，展现了天线星系的潮汐尾，下面是近来的数值模拟结果。（图片来源：https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept11/Duc/Figures/figure4.jpg）

　　1972年，图姆尔（Toomre）两兄弟首次采用N体数字模拟的方法研究星系间相互作用以及并合的动力学过程[2]。他们选取了两个质量相近，且碰撞速度与星系弥散速度相当的两个旋涡星系，模拟它们从相互靠近直至发生碰撞的过程中，两个星系中的恒星分布变化的过程。他们的结果可以很好地解释一些特殊星系的由来，比如潮汐尾（tidal tail）的出现等（对比图8和图3）。

　　豪无疑问，这是一项开创性的工作，但受条件所限，当时的数值模拟粒子数较少，而且也只是简单的N体模拟。随着计算机计算能力的高速提升，现在星系的相互作用和并合过程的数值模拟不仅可将粒子数目提高若干个量级，而且包含了暗物质粒子，恒星和气体，甚至加入了星暴和星系中心活动星系核的反馈过程。这样的模拟[6,7,8]结果与观测更为符合。

　　从动画中可以看到，当两个质量相当的旋涡星系相互接近时，星系之间的“动力学”摩擦会减慢两个星系之间的相对速度，从而导致他们轨道互相旋进，直至最终并合。在这一过程中，潮汐力的作用将改变星系的形状，最外侧的恒星极易被潮汐力拉拽形成潮汐尾，潮汐尾可以长到100秒差距（一个秒差距等于3.26光年），甚至比星系本身的尺度大很多。在并合的最后阶段，由于引力势的急剧变化，星系中的恒星将经历剧烈的弛豫过程（violent relaxation），大部分恒星速度增加，运动方式也会由规则的旋转运动（旋涡星系中恒星的运动模式）转变为像分子热运动那样的随机运动（椭圆星系中恒星的运动模式），同时潮汐尾上的大部分物质也会回落到并合星系上。也就是说，在星系并合后期，除了外围残留的并合遗迹外，星系中心部分已经呈现椭圆星系的动力学特征了。

　　3. 星系的并合在星系形成和演化中的作用

图9. 星系在颜色和光度图上的分布，纵轴从下到上颜色从蓝到红，横轴光度从左到右变大。（图片来源en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_color-magnitude_diagram）

　　通过对斯隆数字巡天大样本（SDSS）的分析发现，星系在颜色－星等图上主要可分为两类（图9），蓝云星系（blue cloud）和红序星系（red sequence），再有少许的绿谷星系（green valley）介于前两者之间。其中蓝云星系主要是旋涡星系。由于它们富含气体，大质量年轻恒星正在形成，星系多呈现蓝色。而红序星系则以椭圆星系为主，由于缺乏气体，没有明显的恒星形成过程，观测上多呈现红色。从蓝色的旋涡星系到红色的椭圆星系的演化过程，类似于人类从有活力的青少年逐步成长，变老，最终走向死亡的过程。至于这一过程如何发生，又有哪些因素起着决定作用，则是当前星系形成和演化研究的前沿问题。

　　在标准宇宙学模型（暴涨冷暗物质宇宙学常数模型）框架下,宇宙结构的形成是通过暗晕的并合来完成的，那么星系的演化也很可能是一部星系碰撞和并合的历史。早在1977年，图姆尔兄弟就基于数值模拟的结果假设：质量相当的旋涡星系并合后最终将形成椭圆星系。这一假设已被观测和尔后的数值模拟证实[9]，旋涡星系与椭圆星系之间确实存在着演化关系。