銀河
宇宙誕生から10億年の間に、鍵となる銀河バルジが現れるようになる。なかでも超大質量ブラックホールの発生は、総物質量に制限を加えることで銀河の進化を促す重要な役割を果たした。この初期の頃、銀河では盛んに星が形成される。
次の20億年にかけて蓄積された物質は銀河円盤を形成するようになる。銀河は一生を通じて星間雲や矮小銀河との合体を通じて物質を吸収し続ける。この物質はほとんどが水素やヘリウムだが、恒星の誕生と死が繰り返されるうちに重元素が増えてゆき、その中に惑星を持つようになる。
銀河の発展は相互作用と衝突が大きな影響を与えた。初期宇宙では、銀河の合体は一般的な出来事であった。そしてそれらは形態論から外れた形ばかりだった。恒星同士程度の距離があれば、銀河衝突による惑星系への影響はほとんど無い。しかしながら、渦巻銀河の腕を取りまとめる星間ガスや宇宙塵などの重力がはがされると、触角のような長い腕が伸びた状態になる。
したがって、これらの星雲は銀河系の重力場に捉えられておらず、その一部とは言いがたい事が示された。
1917年、ヒーバー・ダウスト・カーチスがアンドロメダ大星雲(メシエ天体M31)の中に新星(アンドロメダ座S星)を発見した。さらに写真記録を辿り、新たに11個の新星が見つかった。彼は、これら新星が銀河系内で発生するものよりも平均10等級光が弱い事に着目し、その距離が約15万パーセク離れているとはじき出した。彼は、渦巻状の星雲は独立した銀河であると考える、いわゆる島宇宙仮説 (island universes hypothesis) の提唱者となった
1920年、ハーロー・シャプレーとヒーバー・ダウスト・カーチスの間で、天の川や渦巻状の星雲および宇宙の次元についての議論、いわゆる大論争(シャプレー・カーチス論争)が行われた。
この問題は1920年代初頭に決着を見た。1922年、天文学者のエルンスト・エピックはアンドロメダ星雲までの距離を理論的に求め、銀河系外の天体であると主張した。エドウィン・ハッブルは、ウィルソン山天文台に据えられた新造の100インチ望遠鏡を用いて渦巻状の星雲中の星々やケフェイド変光星を観察し、その距離を求めた。その結果、これらが銀河系の領域をはるかに超える遠い場所にある事を突き止めた。1926年ハッブルは銀河の分類を発表した。
シリア生まれのイブン・カイイム・アルジャウズィー(英語版)(1292年 - 1350年)は、天の川を「球形に固められた無数の小さな星」であると説明した。
天の川が無数の星で成り立っていることは、1610年にガリレオ・ガリレイが光学望遠鏡を用いて研究し証明された。1750年、トーマス・ライトは著作『宇宙の新理論 新仮説』にて天の川を、太陽系を非常に大規模にしたような、数多い星が重力で引き合いながら寄せ集まった状態の回転体だと考えた。そして、天の川が空に架かる帯状である理由は、円盤の内側から見ているためだと述べた。
最初に天の川銀河の形状と太陽の位置を記述する試みは、1785年にウィリアム・ハーシェルによって行われた。彼は天空の星を丁寧に数え、太陽系がほぼ中心に位置する銀河系の図を作成した。ただしこれは、全ての星が放つ真の明るさは一定という前提に立っていた。1920年にはヤコブス・カプタインが考察の末、中心近くに太陽を持つ直径約15キロパーセクという小さな楕円銀河系図を作成した。ハーロー・シャプレーは球状星団の一覧を基礎にする手法から、根本的に異なる太陽が中心から離れた約70キロパーセクの平板な円盤状銀河の図にたどり着いた。これらの考察は、銀河平面に存在する宇宙塵による吸光を考慮していなかったが、1930年になってロバート・トランプラーが散開星団の研究を通じて吸光の度合いを測り、現在考えられている直径約10万光年の銀河系の姿を描き出した。