Los cúmulos masivos como el de Coma tienen, sin embargo, forma esferoidal y se les denomina Regulares. En estos cúmulos la abundancia de galaxias elípticas es mucho mayor que en los cúmulos irregulares (ver Figura 16).   

Figura 16: En el panel superior se muestra una imagen del centro del Cúmulo de Coma, uno de los cúmulos de galaxias más densos conocidos que contiene miles de galaxias. En el panel inferior se muestra el Cúmulo de Perseo, uno de lo más cercanos al nuestro.

 La probabilidad de que dos galaxias choquen dentro de un cúmulo es mucho mayor que la probabilidad de que choquen dos estrellas en una galaxia o dos planetas en el sistema solar. A modo de ejemplo, en el sistema solar la distancia típica entre los planetas es del orden de unas 100,000 veces su diámetro; en la Galaxia la distancia típica entre las estrellas es de un millón de veces su diámetro y, sin embargo, la distancia típica entre galaxias es de sólo unas 100 veces su diámetro. De hecho, existen múltiples muestras de choques entre galaxias, algunos de las cuales se muestran en la Figura 17

Figura 17: Diferentes imágenes de colisiones e interaciones entre galaxias. El panel superior muestra la colisión entre dos galaxias espirales: NGC4038 y NGC4039, conocida como la Gran Antena. En el panel inferior se muestra una galaxia espiral distorsionada, NGC 6872, probablemente por la colisión con una pequeña galaxia situada ligeramente por encima del centro de la figura.

.  Al final de la evolución estelar, el combustible nuclear de la estrella se agota y las reacciones de fusión nuclear son incapaces de frenar  la acción de la gravedad. En este momento, el interior de la estrella se contrae y dependiendo de la masa del objeto se forman enanas blancas, púlsares o agujeros negros. Estos objetos tienen densidades muy elevadas y por ello se les suele denominar objetos compactos. Por otro lado, las capas más externas de la estrella son eyectadas a gran velocidad generando nebulosas planetarias y supernovas. Una consecuencia curiosa de estos ordenes de magnitud es que dos galaxias pueden colisionar sin que choquen sus estrellas entre sí; en la práctica sólo chocan las nubes de gas y de este choque surgen nuevas generaciones de estrellas. 

 Los elementos pesados que se observan hoy en día en el Universo, el hierro, el titanio, el niquel y otros fundamentales para la existencia de la vida como el carbono o el oxígeno se sintetizan en los hornos nucleares de las estrellas en un proceso que se denomina nucleosíntesis estelar. En 1957, Geoffrey y Margaret Burbidge, Fowler y Hoyle demostraron que los elementos pesados se pueden formar en las estrellas y especialmente en explosiones estelares como las supernovas lo que llevó a ignorar los modelos cosmológicos para la síntesis de núcleos atómicos o "nucleosíntesis primordial''. Sin embargo la nucleosíntesis estelar no puede explicar la enorme abundancia de helio en el Universo (casi el 25 % de la materia está en forma de átomos de Helio). En la actualidad se cree que la nuclesíntesis ocurrió cosmológicamente y sigue ocurriendo en las reacciones nucleares estelares. Por tanto la vida como la conocemos, basada en la química del carbono, sólo pudo aparecer después de las primeras generaciones estelares.