相互作用銀河
天文観測の早い時期から知られているM51では、伴銀河の重力により渦状腕が引き寄せられているのが観測される。ステファンの五つ子銀河では、4つの銀河で潮汐で延びた銀河星雲の尾がつながっているのが観測されている。
銀河の衝突は、銀河の進化においては比較的頻繁に発生する。銀河の物質が極端に希薄な分布であることにより、衝突は合体を誘発し得る。これが起きるのは、二つの銀河が衝突するとき、また、二つの銀河が衝突後に移動し続けるための十分な運動量がないときである。その代わり、それらは一つの銀河を形作りながら、互いに落ち、そして結局、互いに多くの通り抜けをしたあとに、合体する。衝突している最中の銀河の一方が、他方よりもかなり大きい場合、合体後にほぼ完全な状態を維持する。それは、大きいほうの銀河は、小さいほうの銀河が剥ぎ取られて大きいほうの銀河の一部になっている間、ほぼ同じ状態に見えるということである。
通り抜けでは、両者の質量がそれほど変わらない場合は、銀河の合体ほどには銀河の形状を乱さない。そのとき両方の銀河は、その通過後において、ほぼ物質と形状を維持している。片方の質量がコンパクトで非常に大きい場合、回転する大きな銀河を構成する星が一旦中心に引き寄せられて反対方向へ飛び出そうとするが、その後中心重力と遠心力が吊り合ってリング状となることがある。車輪銀河を始め、新しく観測されているリング状の銀河でもそのような形成の説明がなされている。
現在、銀河の衝突は、コンピューターにて頻繁にシミュレーションがなされている。そのシミュレーションには、重力、ガスの散逸、星形成、フィードバックを含んだ全ての現実的な物理学を用いている。初期の相対的な軌道のエネルギーに従って、ある地点で合体するか、または合体しない銀河のペアは、精力的な摩擦により、スローダウンさせられる。銀河の衝突のシミュレーションをした図書館が、パリ天文台のウェブサイト「ガルメール」で閲覧可能である。