우주에는 많은 수의 은하가 존재한다. 20세기 초반까지만 하더라도 외부은하의 존재에 대해 거의 모르고 있었으나 세페이드 등을 통한 거리 측정이 이루어지면서 많은 성운들이 실제 외부 은하였다는 사실이 알려졌다. 외부 은하는 모양, 크기, 질량 등 모든 면에서 매우 다양하다. 은하들이 모여 우주를 이루고 있다.

은하는 겉보기 모습에 따라 크게 나선은하, 타원 은하 그리고 불규칙 은하로 분류한다. 나선 은하는 매우 얇은 판 구조를 하고 있고 나선 팔을 가지고 있다. 타원 은하는 타원 모습으로 보이며 광도 분포는 나선 은하에 비해 훨씬 완만하다. 불규칙 은하는 나선은하나 타원 은하와 달리 그 모양이 불규칙한 은하를 말한다. 나선 은하는 나선팔이 감겨져 있는 정도에 따라 세 자세히 분류하고 타원 은하는 일그러진 정도에 따라 세분한다. 대체로 타원 은하은 나이가 많은 별들로 이루어져 있고 별들의 운동은 비교적 불규칙하며, 새로 별을 만들 수 있는 차가운 성간 물질의 양이 많지 않다. 반면 나선 은하에는 오래된 별과 젊은 별이 공존하고 있어 별탄생 활동이 지금도 일어나고 있음을 알 수 있다. 나선 은하에는 별을 만들 수 있는 기체가 많이 존재하고, 별들은 원반상에서 원궤도를 따라 움직인다. 타원 은하는 질량 범위가 매우 넓은 반면 나선 은하는 비교적 좁은 범위의 질량을 가지고 있다. 나선 은하의 나선팔은 나선 밀도파에 의한 것으로서 별과는 달리 일정한 속도로 회전하고 있다.

우리 은하 주변에는 안드로메다 은하와 같이 매우 큰 은하와 마젤란 은하와 같은 작은 은하들이 여러개 존재한다. 이러한 우리 은하 부근에 수십개의 은하가 집단으로 존재하는 것을 국부 은하군이라 부른다. 우리 은하와 안드로메다 은하는 국부 은하군에서 가장 큰 은하들로서 대부분의 질량을 차지한다. 일반적으로 수십개 내외의 은하로 구성된 집단을 은하군이라 부른다. 국부 은하군의 지름은 1 Mpc 남짓하다.

수백개에서 수만개의 은하로 이루어진 집단을 은하단이라 부른다. 특히 구성하고 있는 은하의 숫자가 많은 것을 부자 은하단이라 한다. 우리 은하로부터 가장 가까운 은하단으로는 약 178Mpc 정도 떨어진 처녀자리 은하단이 있다. 또 약 90Mpc 떨어진 곳에는 머리털자리 은하단이 위치하고 있으며 이 은하단을 구성하는 은하는 수만 개가 넘는 것으로 추정한다. 은하단의 지금은 수 Mpc 내외이다. 은하단들은 서로 유기적으로 연관되어 있어 훨씬 큰 구조인 초은하단을 이룬다. 초은하단의 길이는 관측 가능한 우주 크기의 약 10%정도를 차지하고 있다. 대부분의 부자 은하단의 중심 부분에는 질량이 매우 큰 거대 타원 은하가 자리잡고 있다.

우주에는 많은 은하들이 모여있는 은하단이나 초은하단이 있는 반면, 거의 은하가 없는 빈터도 있다. 은하들이 복잡한 필라멘트 처럼 분포하는 반면 빈 터는 거의 공 모양을 하고 있다. 이러한 은하단이나 빈터의 존재는 은하가 만들어지고 중력적으로 상호 작용을 하면서 집단화가 이루어진 결과로 이해되고 있다.

은하들 가운데는 중심부 좁은 영역에서 막대한 에너지를 내는 것들이 있다. 이러한 은하들을 활동성 은하라 부른다. 활동성 은하의 예로는 퀘이자나 세이퍼트 은하를 들 수 있다. 퀘이자는 점광원과 같이 작게 보이는 전파 은하로서 주로 매우 먼 거리에 놓여 있다. 세이퍼트 은하는 나선은하와 같이 보이지만 중심 영역에서 특별히 많은 에너지를 내는 은하를 말한다. 활동성 은하의 중요한 특징은 대부분의 에너지를 내는 영역이 은하 중심부에 국한되어 있으며, 매우 빠른 주기로 변광하는 천체가 많다는 것이다. 이런 특징을 가장 잘 설명하는 것은 블랙홀의 중력장을 이용한 에너지 발생이다. 활동성 은하의 중심부에 존재하는 블랙홀의 질량은 태양 질량의 1000만 배에서 10억 배 정도로 매우 무거워야 한다. 최근에는 활동성 은하뿐 아니라 대부분의 은하 중심부에 블랙홀이 존재한다는 사실이 알려졌다.

은하들은 거리에 따라 비례하는 속도로 서로 멀어지고 있으며 이를 허블 법칙이라 부른다. 허블 법칙은 우주가 팽창하고 있다는 증거이다. 허블 법칙을 이용하면 매우 멀리 있는 은하까지의 거리를 추정할 수 있다. 허블 법칙과 우주 배경 복사는 대폭발 우주론을 지지하는 중요한 관측 자료이다. 은하의 후퇴 속도 운동은 스펙트럼의 적색 이동으로 관측된다. 적색 이동이란 파장이 길어진 정도를 나타내는 것으로서 그 값이 1보다 훨씬 작은 경우 후퇴 속도는 빛의 속도에 적색 이동을 곱한 양이 된다. 그러나 빛의 속도에 가까운 속도로 후퇴하는 경우 적색 이동은 1보다 훨씬 큰 값을 가질 수 있다. 대폭발 우주론에 의하면 적색 이동이 z인 천체는 우주의 크기가 현재 크기의 1/(1+z)배이던 과거에 출발한 빛을 보는 것이다. 멀리 있는 은하의 거리는 단순히 적색이동으로 표현한다. 지금까지 발견된 천체중 가장 적색이동이 큰 것은 z~6정도로서 이들은 우주의 나이가 약 10억년 정도 되던 당시의 모습을 보여주고 있다.

우주가 처음 만들어질 때에는 질량 분포가 매우 균질했었지만 아주 작은 정도의 밀도 요동을 가지고 있었다. 시간이 지나면서 밀도가 높은 지역은 수축해 은하나 은하단을 만들고 낮은 지역은 빈터가 되었다고 생각된다. 은하의 생성을 위해서는 많은 양의 암흑 물질이 필요하다. 암흑 물질의 성질에 따라 은하의 생성과 진화 양상은 크게 달라진다. 현재 많은 학자들이 선호하고 있는 차가운 암흑 물질 이론에 의하면, 우주에서는 비교적 작은 크기의 은하들이 만들어진 후 이들이 충돌하면서 뭉쳐지고 자라나 더 큰 은하가 만들어진다고 한다. 그러나 관측적으로는 아직 이러한 과정이 확인되지 않고 있다. 다만 은하 사이의 충돌과 합병이 진화를 결정하는 중요한 요인임에는 틀림없는 것으로 보인다.