銀河合体
こうした銀河をスターバースト銀河(爆発的星生成銀河)とも呼ぶ。銀河の合体時に、恒星自体同士が実際に衝突するほど接近することはないが、恒星の材料となる巨大な分子雲は銀河の中心に急速に向けて落下し、そこでほかの分子雲と直接衝突する。この衝突で分子雲が圧縮され、星形成が起こり新しい恒星が生まれる。衝突しなかった分子雲はそのまま銀河中心の巨大ブラックホールに供給され、大量のエネルギーを放出する。このような現象は現在も近傍の合体銀河で実際に観測されているが、現在楕円銀河として観測されている銀河が形成される際にさらに顕著に起こっていたとされている。10億~100億年ほど前には楕円銀河にもととなった銀河には現在よりも豊富にガスや分子雲があったとされている。それらの合体の際は銀河中心付近だけでなく銀河中心から離れたところにある分子雲もお互いに衝突することで多くの恒星を誕生させる。この結果、合体後にはそれ以上新しい恒星を誕生させるための材料となる分子雲が枯渇している傾向にある。そのため、大きな合体が起こった後数十億年が経過した銀河には、その間新しく誕生した恒星がほとんどないため若い恒星がとても少ない。そのため、現在観測されている楕円銀河には分子雲や若い恒星がほとんど見られない。そのため、楕円銀河は銀河の合体の末のなれの果てであり、合体時にガスのほとんどを使い切ったためその後の星形成は起こりにくいとされている。
銀河合体が起こっているとき、合体するそれぞれの銀河の恒星やダークマターは銀河同士が接近するにつれて影響を受けるようになる。合体段階の後期が近づくにつれて、銀河の重力ポテンシャル(銀河の形に影響する)が急速に変化し、これによって銀河の中を公転する恒星の軌道がそれまでの軌道の軌跡をとらえることができないほどまで大きく変化する。このプロセスを“violent relaxation”と呼ぶ。たとえば、2つの渦巻銀河が合体するとき、最初はそれぞれの銀河にある星は2つの別々の円盤上を規則的に公転する。しかし合体が進むにつれて、その秩序的だった運動はランダムな運動に変化する(熱化(英語版))。結果としてできる銀河は軌道同士で相互作用を起こしあう複雑なネットワークの中でランダム運動をする恒星で占められ、そういった銀河は楕円銀河として観測されるようになる。
また、合体途中の銀河は極めて活発な星形成が起こる場所でもある。大規模な合体が起こっている銀河の星形成率はとても高く、それぞれの銀河に含まれるガスの量や赤方偏移などに依存するが毎年総量で太陽質量の数千倍に相当する数の恒星が誕生することもある。典型的な場合だと毎年数百太陽質量程度の星形成率だが、それでも毎年せいぜい数個ほどしか新しい星が誕生していないとされる(星形成率~2個/yr)我々の銀河系よりははるかに活発に星の誕生が起こっている。