銀河
現代、初期の宇宙形成モデルはビッグバン理論に基づいており、ビッグバン発生から約30万年後、ビッグバン原子核合成といわれる現象により水素とヘリウムの原子核が合成され、さらに自由電子を取り込む再結合をへて元素が形成されたとされる。この時点でのほとんどの水素はイオン化されていないため光子の運動に干渉しなかったため、まだ星は形成されず、宇宙は「暗黒時代」と呼ばれる時期にあった。この状態に変化を与えたものが、原始的物質の密度の変動(まはた異方性)で、これにより冷たい暗黒物質の銀河ハローの中でバリオンの凝集が開始された。このように、初歩段階では暗黒物質が先に凝集を始め、そこにガスが集まった構造物が、現在の銀河となったと考えられている。
2006年、赤方偏移の度合いが非常に高い銀河IOK-1が発見されたが、偏移量6.96は、ビッグバン後7億5000万年に相当し、これは確認された最古の銀河のひとつと考えられている。他にも、Abell 1835 IR1916(英語版)のような高い赤方偏移の銀河発見もあり、IOK-1が示す時代とその構造は信頼されるものとなった。これら初期の原始銀河は、宇宙がいわゆる暗黒時代にあった頃から成長を続けていたと考えられている。
今のところ、この初期銀河の詳細な形成過程は判明しておらず、天文学上の大きな未解決問題のひとつである。
200万光年程度の狭い領域に纏まった銀河群はコンパクト銀河群と呼ばれる。最も一般的な集団は50-1000個ほどの銀河が集まった銀河団であり、宇宙そして銀河中のバリオン物質がつくる主要な構造である。このような状態を維持するために、銀河群はビリアル定理で示されるように飛び出さない程度の速度を保ち、重力で繋がっていなければならない。その一方で運動エネルギーに欠けているとやがて合体し、brightest cluster galaxyが時とともに潮汐力で周囲の銀河を破壊し取り込むように、単一の巨大な楕円銀河に組み込まれやすい。
超銀河団とは、個別なり集団なりの万単位の銀河を含む、直径1億光年にも達する銀河の集まり。そしてこれらは、広大な薄膜と繊維が空隙を包むような宇宙の大規模構造を作り上げる。この規模からの視点を以って、銀河分布は等方性と均質性があるものとみなせる。
天の川銀河は、局所銀河群と呼ばれる約1メガパーセクの領域で集団を形成する銀河の集団に属す。アンドロメダ銀河は天の川銀河と並ぶ大きさを持ち、その他は矮小銀河である。この局所銀河群そのものは雲状のおとめ座銀河団の一員であり、さらに大きな視点から見るとこれさえおとめ座超銀河団に含まれる。そしてこの超銀河団も、他の銀河団とともにケンタウルス座の方向にあるグレートアトラクターに引きつけられている。