은하
은하수가 많은 별들로 이루어져 있다는 사실은 1610년에 갈릴레오 갈릴레이에 의해 처음으로 밝혀졌다. 그는 자신이 직접 만든 망원경으로 은하수를 관찰하여 흐릿하게 성운처럼 보이는 은하수가 실제로는 개개의 별들로 분해 된다는 것을 발견했다. 1750년에는 영국의 토머스 라이트(Thomas Wright)가 은하수는 많은 항성이 중력으로 묶여 회전하는 천체로, 이것을 내부에서 보고 있기 때문에 하늘에서 띠 모양으로 보이는 것이라는 설을 태양계에 대한 관측에서 유추하였다.
은하 병합
은하 병합은 또 막대한 수준의 별의 형성의 장소이기도 하다. 큰 병합("major merger")이 일어날 때의 별형성률(SFR)은 각 은하의 기체량과 적색편이(거리)에 따라 연간 수천 태양질량 상당에 이를 수 있다. 일반적인 은하 병합의 SFR은 연간 100 태양질량 미만이다. 이는 연간 극소수의 별(~2개)만을 형성하는 우리은하에 비해 큰 것이다. 대부분의 별이 은하 병합 도중에 실제로 서로 충돌할 만큼 가까워지진 않지만, 거대 분자운은 다른 분자운과 충돌하고 있는 은하의 중심으로 빠르게 낙하한다. 따라서 그러한 충돌은 구름들의 압축을 야기하여 새로운 별들을 형성하게 만든다. 이러한 현상은 근방의 우주에 있는 합병 은하에서 볼 수 있다. 이 과정은 은하의 기체가 훨씬 더 많은(따라서 분자운도 훨씬 더 많다) 시절인 10~100억 년 전에 발생했을 것으로 여겨지는, 우리가 오늘날 보는 대부분의 타원은하를 형성한 병합 기간에 더 많이 발생했을 것이다. 또한 은하의 중심으로부터 멀어지는 기체운은 달아면서 서로 충격파를 형성하여 기체운 속의 별의 형성을 활성화시키게 만들 것이다. 이러한 모든 격변적 현상의 결과로 은하는 병합한 이후에 새로운 별을 형성할 수 있는 기체의 양이 줄어들게 된다. 따라서 어떤 은하가 큰 병합을 겪었다면, 그로부터 수십억 년이 지난 그 은하에는 극소수의 어린 별만이 존재하게 된다. 이는 오늘날의 타원은하에서 볼 수 있다. 이러한 타원은하들은 매우 적은 양의 분자기체와 극소수의 별을 가지고 있다. 이는 타원은하가 병합할 동안에 기체 대부분을 별의 형성에 소진해 버린 큰 병합의 종착점이기 때문으로 여겨지고 있다. 따라서 그러한 은하에서 병합 이후 더이상의 별의 형성은 없다.