Toomre & Toomre (1972) mostraram, através de simulações numéricas, que encontros
entre galáxias podem produzir forças de maré suficientemente fortes para dar origem a
várias características morfológicas observadas em galáxias, tais como pontes e caudas.
Entre os exemplos que podem endossar as previsões das simulações, pode-se destacar
NGC 4038 + NGC 4039 (``as Antenas'') e M 51 + NGC 5195 (a galáxia
``Redemoinho''). Estas simulações monstraram que o encontro entre galáxias certamente tem um importante
papel na evolução destes objetos, e que características morfológicas observadas poderiam ser produzidas
por tais encontros. Estudos posteriores (ver Alladin & Narasimhan 1982 para uma revisão)
indicaram que colisões mais fortes, resultando na posterior
fusão, entre galáxias espirais, poderiam dar origem a uma galáxia elíptica. Schweizer (1982),
por exemplo, mostra que NGC 7252 (também conhecida como galáxia ``Átomos pela Paz'')
apresenta várias características que sugerem ser um resultado de
uma recente fusão entre duas galáxias espirais de massas similares. No entanto, esta galáxia
possui um único núcleo, que tem uma distribuição de luminosidade seguindo a lei 
, típica
do perfil de luminosidade de galáxias elípticas.
De maneira similar, a acrescência de uma galáxia companheira anã por uma galáxia espiral poderia contribuir para a formação da componente esferoidal de galáxias espirais. Este processo poderia se repetir várias vezes, já que o encontro entre galáxias certamente não é um raro fenômeno, contribuindo para a construção de um bojo cada vez mais proeminente, constituindo, assim, o cenário hierárquico de formação. Enquanto galáxias elípticas podem ser o resultado de uma fusão entre duas galáxias espirais de tamanhos similares, os bojos seriam formados pela acrescência de galáxias satélites anãs.
A existência de vários exemplos de galáxias espirais gigantes com numerosas companheiras anãs favorece este cenário, que possui duas versões principais. Na primeira delas, a fusão das galáxias destrói o disco já existente, que volta a se formar através da queda do gás remanescente. Nesta versão, o disco é continuamente destruído e recons-truído, enquanto o bojo torna-se cada vez mais importante. Assim, bojos serão mais velhos que discos. Seguindo este raciocínio, Baugh, Cole & Frenk (1996) elaboraram um modelo simples, que explica de maneira natural diversas propriedades observadas em galáxias, tais como a relação densidade-morfologia (segregação morfológica) e o efeito Butcher-Oemler. No entanto, uma das previsões deste modelo é a de que os bojos em galáxias espirais de tipo tardio, que possuem uma baixa razão bojo/disco, devem ser mais velhos do que aqueles em espirais de tipo jovem, já que para ter um disco maior a galáxia deve ter permanecido sem ser perturbada por companheiras e adquirindo gás por um longo tempo. Essa previsão não parece ser compatível com a observação de que galáxias com alta razão bojo/disco não mostram evolução na função de luminosidade até ``redshifts'' da ordem de 1 (Wyse, Gilmore & Franx 1997 e referências aí contidas). Por outro lado, pode-se construir modelos (Bouwens, Cayón & Silk 1998) em que a acrescência de uma galáxia companheira anã contribui tanto para a formação do bojo quanto para a formação do disco, sem destruir um eventual disco já existente (ver também Kauffmann & White 1993). Nesta versão do cenário hierárquico, bojos e discos têm idades similares.
O cenário hierárquico pode se adequar muito bem às idades observadas de bojos e discos. Entretanto, se os bojos são formados via acrescência, então as metalicidades observadas em bojos, e em particular no bojo da Galáxia, impõem fortes vínculos na metalicidade dos objetos acrescidos. Estes devem possuir metalicidades relativamente elevadas, o que traz limites na fração do bojo que pode ter sido acrescida recentemente (Combes 1999 e referências aí contidas). Além disso, dada a correlação entre metalicidade e luminosidade, então os bojos devem ter sido formados por galáxias anãs de luminosidades semelhantes às dos bojos (Wyse, Gilmore & Franx 1997 e referências aí contidas).
No caso da Galáxia, as diferenças entre as propriedades cinemáticas e químicas das estrelas no bojo, nas Nuvens de Magalhães e na (recentemente descoberta) galáxia anã esferoidal Sagittarius, indicam que, se a acrescência de companheiras teve um papel importante na formação do bojo Galáctico, então, certamente, estas companheiras eram bastante distintas das que nós temos atualmente. No entanto, a existência de um grande número de estrelas no halo Galáctico com órbitas retrógradas (Larson 1990) é um indício de que a acrescão de pequenos satélites pode ser importante na origem dos halos galácticos. Por outro lado, esse processo pode não ter um papel fundamental na origem de discos e bojos em geral, já que a observação de órbitas retrógradas nestas componentes é rara (Wyse, Gilmore & Franx 1997).