Nu hvor du læser om galaksedannelse, så husk tilbage på kapitel 14 om stjernedannelse. Begge processer involverer tyngdekollaps af enorme skyer, for at danne tættere og mere koncentrerede strukturer. For at hjælpe dig med at sammenligne de to processer, opremser vi her et par af lighederne og forskellene mellem de to.
Tyngdeustabilitet. I både stjerne- og galaksedannelsen, begynder sammenfaldet med en tyngdeustabilitet. Regioner, der kun lidt tættere end deres omgivelser, trækkes sammen af deres egen tyngdekraft. Som stoffet i disse regioner bliver mere kompakt, bliver tyngdekraften stærkere, og sammenfaldet afstedkommer en sneboldseffekt. En nøgleforskel mellem galakse- og stjernedannelse er, at for at en galakse kan dannes, skal klumpen af mørkt stof, kollapse hurtigt nok til, at modvirke den samlede ekspansion af universet selv.
Fragmentering. I både stjerne- og galaksedannelse, skilles den oprindelige sky, i mindre stykker som følge af tyngdeustabiliteten. Imidlertid afviger rækkefølgen af fragmenteringen mellem stjerne- og galaksedannelsen. I molekylære skyer, begynder de første store regioner at kollapse, og de fragmenteres yderligere for at danne individuelle stjerner. I modsætning til denne ”oppefra og ned” stjernedannelsesproces, er galaksedannelsen en ”nedefra og op” proces: mindre strukturer kollapser først, og smelter efterfølgende sammen til dannelse af galakser, og til sidst samlinger af galakser.
Kompression, opvarmning og termisk støtte. Når en interstellar molekylær sky falder sammen, stiger dens temperatur, og trykket i skyen øges. Det højere tryk, ville i sidste ende være tilstrækkeligt til, at forhindre yderligere sammenfald, bortset fra, at skyernes kerner er i stand til at udstråle termisk energi. Den energi, er den lysende infrarøde stråling, som gør det muligt for astronomerne at se stjernedannende kerner.
Sammenlign denne proces med galaksedannelse: Som en klump mørkt stof kollapser, øges dens temperatur også, og den når et punkt, hvor der er balance mellem tyngdekraften og de termiske bevægelser af det mørke stof. Men det mørke stof er imidlertid ikke i stand til at stråle energi væk, så når denne balance er opnået, er det mørke stofs sammenfald forbi. Kun det normale stof i en sky af mørkt stof, er i stand til at udstråle termisk energi og fortsætte sammenfaldet. Derfor kollapser det normale stof til dannelse af galakser, mens mørkt stof forbliver i meget større mørke haloer.
Som galakserne dannes, forbliver det mørke stof i haloerne. Mørkt stof bevæger sig for hurtigt til, at falde til ro i galaksernes skiver, eller til at blive koncentreret i endnu mindre strukturer som molekylære skyer, eller til at deltage i stjerners dannelse. Mørkt stof kan være den dominerende form for stof i universet, og det kan bestemme galaksers struktur; men mørkt stof, kan aldrig kollapse nok til, at spille en rolle i de processer, som danner stjerner, planeter eller det interstellare medium.
Impulsmoment og dannelsen af skiven. Bevarelsen af impulsmomentet, er ansvarlig for dannelsen af galaksers skiver, ligesom det er ansvarlig for dannelsen af tilvækstsskiver omkring unge stjerner og for både Mælkevejens og Solsystemets fladhed. Impulsmomentets oprindelse er dog forskellig. Mens turbulente bevægelser inden for stjernedannende molekylære skyer, frembringer nettoimpulsmomentet for stjerneskiver, er tyngdeinteraktioner med nærliggende klumper, ansvarlige for impulsmomentet i Mælkevejen.
Slutproduktet. Når en stjernes tilvækstsskive dannes, bevæger det meste af stoffet sig indad, og samles til en stjerne. I modsætning til dette, forbliver meget af stoffet i en spiralgalakse i skiven, som beskrevet i kapitel 20.