L'origine du disque d'une galaxie est indissociable du processus de formation de la galaxie elle-même. Dans le modèle cosmologique standard, les galaxies se forment par l'effondrement gravitationnel d'immenses nuages de gaz primordial, composé principalement d'hydrogène et d'hélium, ainsi que d'une composante bien plus massive et mal comprise, la matière sombre. Avant de s'effondrer, ce nuage proto-galactique possède un moment cinétique total, c'est-à-dire une certaine rotation d'ensemble, aussi infime soit-elle. Cette rotation est la clé de voûte de l'édifice. Alors que le nuage s'effondre sous l'effet de son propre poids, la conservation du moment cinétique, principe analogue à celui qui fait accélérer une patineuse lorsqu'elle ramène ses bras le long du corps, impose que la vitesse de rotation augmente drastiquement à mesure que la taille du système diminue.

C'est ici qu'intervient la différence fondamentale de comportement entre la matière ordinaire et la matière sombre, et c'est cette différence qui sculptera le disque. La matière sombre, interagissant très faiblement, ne peut pas dissiper son énergie de manière efficace. Elle reste donc distribuée dans un vaste halo sphérique ou ellipsoïdal qui englobe toute la galaxie. La matière ordinaire, en revanche, est un gaz composé d'atomes qui entrent en collision. Ces collisions entre particules chauffent le gaz, qui va alors convertir son énergie cinétique désordonnée en rayonnement et évacuer cette énergie. Ce phénomène de dissipation d'énergie est cessentiel. La gravitation attire toute la matière vers le centre, mais seules les particules de gaz peuvent se refroidir et perdre l'énergie qui les maintient sur des orbites inclinées ou très excentriques. Incapable de se refroidir, le halo de matière sombre conserve une forme sphéroïdale. Le gaz, lui, en s'effondrant et en rayonnant son énergie, est contraint de se réorganiser dans la configuration qui minimise son énergie pour un moment cinétique donné : un plan de rotation. Il s'aplatit donc en une structure mince et en rotation rapide, formant un disque de gaz au centre du halo de matière sombre. C'est au sein de ce disque gazeux, dense et froid, que les conditions seront réunies pour la formation d'étoiles, transformant progressivement le disque de gaz en un disque stellaire resplendissant.

La structure finale de ce disque se décline habituellement en plusieurs composantes d'épaisseurs et de populations stellaires différentes. Le disque mince est la composante la plus emblématique, celle qui dessine les bras spiraux des galaxies comme la nôtre. Il est très aplati, avec une épaisseur typique de quelques centaines d'années-lumière, là où son diamètre peut atteindre cent mille années-lumière. Il est riche en gaz et en poussière interstellaire, le matériau brut pour la formation de nouvelles étoiles. Ses étoiles sont majoritairement jeunes, chaudes et bleues, et orbitent autour du centre galactique avec une très faible dispersion de vitesse, suivant des trajectoires quasi-circulaires confinées au plan. Plus riche en éléments lourds que l'hydrogène et l'hélium, on dit que sa métallicité est élevée, car il a été enrichi par plusieurs générations d'étoiles massives ayant terminé leur vie en supernovae.

Enveloppant ce disque mince se trouve un disque épais, une structure plus diffuse dont l'épaisseur peut être plusieurs fois supérieure. Ses étoiles sont en moyenne plus âgées, plus rouges et plus pauvres en métaux. Surtout, elles possèdent une dispersion de vitesse plus importante, leurs orbites étant plus inclinées et plus excentriques par rapport au plan galactique. L'origine de ce disque épais est encore débattue, mais on pense qu'il s'agit d'une population stellaire qui a été "chauffée" cinématiquement. Un disque mince préexistant peut avoir été perturbé et épaissi par une fusion mineure avec une petite galaxie satellite, ou bien ces étoiles se sont formées très tôt, dans un disque de gaz primordial plus turbulent et plus épais, avant que le disque mince ne se stabilise.

La dynamique interne du disque est dominée par une rotation d'ensemble d'une grande régularité, décrite par la courbe de rotation de la galaxie. De manière surprenante, au lieu de chuter en s'éloignant du centre comme le voudrait la loi de Kepler appliquée à la matière visible, la vitesse orbitale des étoiles et du gaz reste remarquablement constante, voire augmente, sur de très grandes distances du centre. C'est cette observation, historiquement fondamentale, qui a constitué l'une des preuves les plus tangibles de l'existence du vaste halo de matière sombre dans lequel le disque est plongé et qui domine la masse totale de la galaxie.

La caractéristique morphologique la plus spectaculaire du disque est sans doute la présence d'ondes de densité qui le parcourent, se manifestant sous la forme de bras spiraux. Ces bras ne sont pas des structures matérielles permanentes. Si c'était le cas, la rotation différentielle de la galaxie, où les régions internes tournent plus vite que les régions externes, les enroulerait très rapidement sur eux-mêmes, les faisant disparaître en quelques centaines de millions d'années. Au lieu de cela, les bras spiraux sont des ondes de compression qui voyagent à travers le disque, un peu comme un embouteillage qui se propage sur une autoroute sans que les voitures elles-mêmes ne restent bloquées indéfiniment. En traversant un bras spiral, le gaz interstellaire est comprimé, ce qui déclenche l'effondrement de nuages moléculaires géants et une flambée de formation d'étoiles. C'est pourquoi les bras spiraux sont soulignés par les étoiles les plus brillantes, les plus massives et les plus éphémères, ainsi que par les nébuleuses qu'elles illuminent. Les étoiles moins massives, qui vivent plus longtemps, ont le temps de sortir du bras et de se répartir plus uniformément dans le disque.

La vie entière d'un disque galactique est une histoire d'évolution séculaire, façonnée par des processus internes et externes. Les instabilités internes, comme la formation d'une barre stellaire en son centre, peuvent redistribuer radicalement le moment cinétique, canalisant le gaz vers le noyau pour alimenter un trou noir supermassif ou un sursaut de formation stellaire. Les interactions externes, des fusions mineures avec des galaxies satellites aux collisions majeures, sont tout aussi déterminantes. Elles peuvent épaissir le disque, le déformer, y induire des ponts de matière spectaculaires et, dans les cas extrêmes, transformer une splendide spirale en une galaxie elliptique dépourvue de disque.