Avant de commencer a écrire ses propres programmes de conditions initiales, il peut être utile de regarder ce qui a été déjà fait. Dans ce but, nous avons rassemblé ici des informations sur des méthodes et des codes déjà existants. La liste n’est pas exhaustive. Si vous constatez que votre méthode favorite n’est pas incluse, vous pouvez contacter l’auteur de ces lignes (Lia Athanassoula - email: liaoamp.fr) .

 La boite à outils NEMO contient un certain nombre de commandes permettant de créer certaines configurations faciles. Pour les sphères on trouvera des modèles de plummer, polytrope, sphère homogène, isotherme etc. Voir

 Conditions initiales dites de Barnes. On commence par construire les sphéroïdes, bulbe et halo, en utilisant par exemple des modules de la boite à outils NEMO. Chaque composantes est construite indépendamment des autres et elles sont ensuite superposées et, à l’aide d’un code N-corps, on les laisse évoluer et relaxer. Par la suite on construit le disque et on calcule son potentiel. On fait croître ce potentiel dans le sphéroïde, jusqu’à ce qu’il atteigne la masse voulu. Ensuite le potentiel est retiré, et il est remplacé par les particules du disque. La simulation peut commencer. Pour (un peu) plus d’informations, voir l’article Encounters of disc/halo galaxies, Barnes, J., 1988, ApJ, 331, 699

 Conditions initiales dites de Hernquist: Hernquist a décrit de façon claire et exhaustive une méthode pour créer des conditions initiales d’une galaxie avec disque, bulbe et halo dans son article N-body réalisation of compond galaxies, Hernquist, L., 1993, ApJS, 86, 389 La méthode des moments des équations de Boltzmann est utilisé. Le disque a un profil radial exponentiel et un profil en sécante hyperbolique en z. Le bulbe n’est pas nécessairement sphérique. Le code n’est pas public, mais l’article est facile à suivre.

 Christian Boily, Pavel Kroupa et Jorge Penarrubia-Garido ont présente des conditions initiales pour des systèmes composés d’un disque, d’un bulbe et d’un halo. Tant le bulbe que le halo peuvent être triaxiaux. Leur travail est décrit de façon très explicite dans leur article Efficient N-body réalisation of axisymmetric galaxies and haloes, Boily, C. M., Kroupa, P., Penarrubia-Garrido, J., 2001, New Astronomy, 6, 27-42 ou l’on trouve également des réalisations faites avec ce code. Le code est publique et peut être obtenu dans le package NEMO et une page d’information est consultable ici . Tous les paramètres d’entrée sont donnes dans un fichier d’entrée (input file).

 Konrad Kuijken et John Dubinski ont également ecrit un code pour des conditions initiales idéalisées d’une galaxie avec disque, halo et bulbe. Le bulbe est représenté par un modèle de King (King 1966, AJ, 67, 471) et a donc une fonction de distribution qui dépend de l’énergie seulement. Le halo a une distribution lowered Evans (Evans 1993, MNRA, 260, 191) qui dépend de l’énergie, E, et de la composante z du moment angulaire, Lz. La fonction de distribution du disque dépend de l’énergie, E, de la composante z du moment angulaire, Lz, et d’une ’troisième intégral’, Ez, qui est l’énergie verticale et qui est conservé approximativement. Pour les calculs analytiques des densités et autres quantités intéressantes voir l’article: Nearly self-consistent disc/bulge/halo models for galaxies, Kuijken, K., Dubinski, J., 1995, MNRAS, 277, 1341 ou l’on trouve également des exemples de réalisation, pour des galaxies similaires à la notre. Les modèles obtenus avec cette méthode sont beaucoup plus près de l’équilibre que ceux obtenus avec le code de Hernquist, ou avec MAGALIE. Par contre la construction d’un modèle ayant des propriétés spécifiques présente souvent beaucoup de difficultés. Il est ainsi très difficile de faire des séquences de modèles identiques en tout, sauf pour un paramètre que l’on fait varier. Un autre inconvénient de cette méthode est que parfois le profil de Q n’est pas très réaliste. Le code est publique et peut être obtenu directement sur la page web de Konrad Kuijken à cette adresse ou depuis NEMO. Dans ce dernier cas la sortie est directement en format NEMO.

 Widrow et Dubinski ont décrit dans un article récent une façon pour construire des modèles avec un disque exponentiel, un bulbe de Hernquist (1990, ApJ, 356, 359), un halo NFW (Navarro, Frenck and White 1996, ApJ, 462, 563) et un trou noir supermassif central. Une fonction de distribution explicite est utilisé pour les 3 premières composantes. Le code n’est pas (encore) publique mais la méthode est bien expliquée dans l’article: Equilibrium disk-bulge-halo models for the Milky Way amd Andromeda Galaxies, Widrow, L. M., Dubinski, J., 2005, ApJ, 631, 838