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Las galaxias tienen tres configuraciones básicas distintas: elípticas, espirales e irregulares. Una descripción algo más detallada, basada en su apariencia, es la provista por la secuencia de Hubble, propuesta en el año 1936. Este esquema, que sólo descansa en la apariencia visual, no toma en cuenta otros aspectos, tales como la tasa de formación de estrellas o la actividad del núcleo galáctico.

La secuencia de Hubble es una clasificación de tipos de galaxias desarrollada por Edwin Hubble en 1936. También se la conoce como diagrama diapasón a consecuencia de la forma de su representación gráfica. Los tipos de galaxias se dividen como sigue:

PROPIEDADES CONOCIDAS DE LAS GALAXIAS
Tipo de galaxia	Masa (Masas solares)	Luminosidad (Luminosidad solar)	Diámetro (kpc)	Población estelar	Porcentaje de galaxias observadas
Espiral / Espiral barrada	10⁹ a 10¹¹	10⁸ a 10¹⁰	5-250	disco: Población I aureola:Población II	77%
Elíptica	10⁵ a 10¹³	10⁵ a 10¹¹	1-205	Población II	20%
Irregular	10⁸ a 10¹⁰	10⁷ a 10⁹	1-10	Población I	3%

Hubble basó su clasificación en fotografías de las galaxias tomadas con telescopios de la época. Al principio creyó que las galaxias elípticas eran una forma inicial, que posteriormente evolucionaba a espirales; nuestro conocimiento actual sugiere que la situación es más o menos opuesta, no obstante esta creencia dejó su impronta en la jerga de los astrónomos que aun hablan de "tipo primitivo" o "tipo avanzado" de galaxias de acuerdo a si la galaxia aparece a la izquierda o la derecha del diagrama.

Observaciones más recientes nos han dado la siguiente información sobre estos tipos:

A partir de esto, los astrónomos han construido una teoría de la evolución galáctica que sugiere que las elípticas son resultado de la colisión entre galaxias espirales o irregulares, que las priva de gran parte del gas y polvo y hace que las órbitas de las estrellas sean aleatorias.

«CARACTERÍSTICAS DE LAS GALAXIAS RELACIONADAS CON SU CLASIFICACIÓN»
	E0 - E7	S0	Sa	Sb	Sc	Irr
Bulbo del Núcleo	«Sin disco» Todo bulbo	Bulbo y Disco	Grande	~	Pequeño	No
Brazos Espirales	No	No	Suavemente ceñidos	~	Abiertos / Compuestos	Ocasionalmente trazados
Gas	Casi nada	Casi nada	~ 1%	2 – 5%	5 – 10%	10 – 50%
Jóvenes Estrellas Región HII	No	No	Trazados	~	Muchas	En una cantidad dominante
Estrellas	Todas viejas (~ 10¹⁰años)	Viejas	Algunas jóvenes	~	~	En su mayoría jóvenes ( pero algunas muy viejas)
Tipo espectral	G-K	G-K	G-K	F-K	A-F	A-F
Color	Rojo	Rojo	~	~	~	Azul
Masa ℳ_⊙	10⁸ – 10¹³	± 10¹² – 10⁹	± 10¹² – 10⁹	± 10¹² – 10⁹	± 10¹² – 10⁹	10⁸ – 10¹¹
Luminosidad ℒ_⊙	10⁶ – 10¹¹	± 10¹¹ – 10⁸	± 10¹¹ – 10⁸	± 10¹¹ – 10⁸	± 10¹¹ – 10⁸	10⁸ – 10¹¹

Después de aparecida ésta secuencia, aparecieron refinamientos de ésta, tanto por el propio Hubble cómo por otros autores (en especial, el astrónomo Gerard de Vaucouleurs), sobre todo en lo referido a la clasificación de las galaxias espirales, introduciéndose los tipos intermedios E⁺ (galaxias con características intermedias entre las elípticas y las lenticulares), S0^- (galaxias lenticulares sin estructuras, sólo distinguibles de una elíptica mediante un estudio detallado), S0⁰ (galaxias lenticulares con cierta estructura), S0⁺ (galaxias intermedias entre una lenticular y una Sa), Sab (entre Sa y Sb), Sbc (entre Sb y Sc), y Scd (entre Sc y Sd), así como la clasificación "Pec" (peculiar) para aquellas galaxias inclasificables (por ejemplo, M82) y las galaxias enanas -con una "d" antes del tipo de la galaxia, y sólo para elípticas, lenticulares, e irregulares-. La más elaborada es la elaborada por el ya mencionado Gerard de Vaucouleurs en 1959. En ella, se extendió la clase Sd incluyendo los tipos Sdm y Sm, así cómo siendo reemplazado el tipo Irr -salvo para galaxias irregulares enanas (dIrr)- por los tipos I(m) e IB(m), éstos para galaxias irregulares con incipiente estructura espiral y/o barra, cómo las Nubes de Magallanes, y finalmente el tipo I0 para galaxias cómo la ya mencionada M82.

Ya que bastantes galaxias espirales presentan características intermedias entre las espirales normales (clasificadas cómo SA) y las barradas (clasificadas aquí cómo SB), se introdujeron las galaxias de tipo SAB, que son intermedias entre las espirales normales y las barradas. En éste sistema, esto es lo primero que se pone.

También se ha tenido en cuenta la presencia de anillos internos en algunas galaxias. Las galaxias sin anillo interno se clasifican añadiendo a continuación del tipo de galaxia según tiene barra ó no "(s)". Si existe un anillo interno mal definido, "(rs)". Si existe un anillo bien definido, "r". Además, si la galaxia tiene un anillo que la rodea antes de la clasificación según la barra ó no se pone una "R"; si el anillo es un anillo falso, se pone "R¹".

De Vaucouleurs ha representado éste sistema de dos maneras: de manera tridimensional para todos los tipos de galaxias y cómo una rueda para las espirales y lenticulares (ver enlaces externos).

Una galaxia elíptica es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas:

La imagen tradicional de las galaxias elípticas las presenta como galaxias donde la formación estelar terminó tras el estallido inicial, presentando ahora sólo viejas estrellas.

Algunas observaciones recientes han encontrado cúmulos de estrellas jóvenes, azules dentro de algunas galaxias elípticas, junto a otras estructuras que pueden explicarse por fusión de galaxias. En la nueva visión, una galaxia elíptica es el resultado de un largo proceso donde varias galaxias menores, de cualquier tipo, chocan y se fusionan en una mayor.

Por ejemplo, se sabe que nuestra Vía Láctea esta "digiriendo" un par de galaxias menores en la actualidad.

Una galaxia lenticular es un tipo de galaxia intermedia entre una galaxia elíptica y una galaxia espiral que en la Secuencia de Hubble se clasifica cómo S0. Las galaxias lenticulares son con forma de disco, (al igual que las galaxias espirales) que han consumido o perdido gran parte ó toda su materia interestelar (como las galaxias elípticas), y por tanto carecen de brazos espirales, aunque a veces existe cierta cantidad de materia interestelar, sobre todo polvo.

El astrónomo Gerard de Vaucouleurs refinó posteriormente ésta secuencia y en ella se clasifican cómo: S0 (sin barra central), SAB0 (rudimento de barra central), y SB0 (con barra central). Además, también se habla de: E/S0 (galaxias elípticas que recuerdan a una lenticular), S0^- (galaxias lenticulares muy parecidas a una elíptica), S0⁰ (galaxias lenticulares con cierta estructura interna), y S0⁺ (polvo presente y en algunos casos entroncando con las galaxias espirales); las dos clasificaciones -según presencia ó no de barra central y según estructuras visibles ó no- se combinan entre sí, al igual que las que indican si existen anillos ó no en ellas.

Las galaxias lenticulares suelen abundar en cúmulos de galaxias ricos, en detrimento de las galaxias espirales, y al parecer fueron en tiempos galaxias espirales que perdieron su gas por rozamiento con el gas intergaláctico caliente que llena el espacio intergaláctico y/o por interacciones gravitatorias con otras galaxias; dos formas intermedias entre ambas son las galaxias espirales anémicas, con menos materia interestelar y formación estelar que una galaxia espiral equivalente y las galaxias espirales pasivas, con estructura espiral pero con muy poca ó ninguna formación estelar; en otros casos -galaxias lenticulares situadas no en cúmulos galácticos ricos ó aisladas-, pueden haberse convertido en éso al haber agotado su materia interestelar. Sin embargo, la génesis de las galaxias lenticulares, en particular de las más masivas, sigue siendo un problema abierto; de hecho, por ejemplo también se ha sugerido que la mayoría de las galaxias lenticulares pueden haber sido cómo son ahora desde su nacimiento -experimentando de cuando en cuando brotes de formación estelar-, en vez de galaxias espirales que han perdido su medio interestelar.

El Catálogo Messier incluye algunos buenos ejemplos de ésta clase de galaxias, por ejemplo M84 y M85. Otro excelente ejemplo de éste tipo de galaxias es NGC 3115.

Imagen de la galaxia espiral M81 (o galaxia de Bode), en la que se puede observar polvo interestelar.

Una galaxia espiral es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas:

Las galaxias espirales deben su nombre a los brazos luminosos con formación estelar dentro del disco que se prolonga —más o menos logarítmicamente— desde el núcleo central. Aunque a veces son difíciles de percibir, estos brazos las distinguen de las galaxias lenticulares, que presentan una estructura de disco pero sin brazos espirales.

El disco de las galaxias espirales suele estar rodeado por grandes aureolas esferoides de estrellas de Población II, muchas de las cuales se concentran en cúmulos globulares que orbitan alrededor del centro galáctico. Esta aureola es conocida como halo.

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es espiral, con una clasificación en la secuencia de Hubble Sbc (posiblemente SBbc).

Los primeros estudios sobre la formación de los brazos espirales corresponden a Bertil Lindblad. Se dio cuenta de que las estrellas no pueden estar organizadas en forma de espiral de manera permanente. Puesto que la velocidad de rotación del disco galáctico varía con la distancia al centro de la galaxia, un brazo radial rápidamente se vería curvado al rotar la galaxia. El brazo, tras unas pocas rotaciones, incrementaría la curvatura enrollándose cada vez más en la galaxia. Esto no es lo que se observa.

La primera teoría admisible fue ideada por C. C. Lin y Frank Shu en 1964. Sugirieron que los brazos espirales eran manifestaciones de ondas de densidad espirales. Supusieron que las estrellas se desplazan en órbitas ligeramente elípticas y que la orientación de sus órbitas está correlacionada, esto es, las órbitas elípticas varían su orientación, unas de otras, ligeramente con el incremento de la distancia al centro galáctico, tal como se observa en el diagrama. Estas órbitas están más cercanas en algunas áreas presentando el efecto de parecer brazos. Las estrellas no permanecen siempre en la posición en que las vemos, sino que pasan por los brazos al desplazarse en sus órbitas.

Se han propuesto hipótesis alternativas que implican ondas de formación estelar desplazándose por la galaxia; las estrellas brillantes producidas en la formación estelar mueren rápidamente, dejando regiones más oscuras tras la onda y, por tanto, haciendo esta visible.

Curva de rotación de una galaxia espiral normal. La línea A representa la curva teórica y la línea B representa la curva experimental. La discrepancia entre las curva se debe a lo que se ha llamado materia oscura.

La galaxias espirales presentan una curva de rotación (en adelante CR) experimental muy diferente a las curvas teóricas (fenómeno llamado Conspiración disco-halo). Para que las ecuaciones teóricas (CR keplerianas, como la de los planetas alrededor del Sol) puedan ajustarse a los datos observados, las galaxias espirales necesitarían un masa mucho mayor. Al no haber evidencias observables actualmente de esa masa invisible, se le denominó materia oscura. Esta tipo de materia invisible llegaría a ser entre un 50% y un 90% de la masa total de la galaxia.

El estudio de estas curvas de rotación es muy importantes porque pueden servir, mediante relaciones experimentales (como la relación Tully-Fisher) para conocer las distancias a la que se encuentran estas galaxias.

Además de mediante la secuencia de Hubble, las galaxias espirales pueden clasificarse según el aspecto de sus brazos. Los astrónomos Debra Melloy Elmegreen y Bruce G. Elmegreen han desarrollado una clasificación de galaxias espirales que tiene doce clases, que van desde el grado 1 que incluye a galaxias espirales con estructura caótica y sin ningún orden hasta el 12, que incluye galaxias con dos brazos muy desarrollados y que dominan la imagen visible (cómo M81 ó M51), también conocidas como "espirales de gran diseño", pasando por galaxias cómo NGC 2841 (que se conocen cómo "galaxias espirales floculentas") en la que no existe ninguna estructura espiral bien definida, sino multitud de fragmentos de brazos espirales.

Una galaxia espiral barrada es una galaxia espiral con una banda central de estrellas brillantes que abarca de un lado a otro de la galaxia. Los brazos espirales parecen surgir del final de la "barra" mientras en las galaxias espirales parecen surgir del núcleo galáctico. Las barras son relativamente comunes: hasta dos tercios de las galaxias espirales contienen una. Dichas barras generalmente afectan tanto al movimiento de las estrellas como al del gas interestelar dentro de la galaxia espiral, y pueden afectar también a los brazos espirales.

Edwin Hubble clasificó a este tipo de galaxias espirales como SB (Spiral Barred en inglés) en su Secuencia de Hubble, dividiéndolas en tres categorías dependiendo de lo abiertos que tengan los brazos espirales. Las de tipo SBa tienen los brazos fuertemente unidos y una gran protuberancia central, las galaxias de tipo SBb son intermedias entre las ésas y las de tipo SBc -las cuales tienen los brazos muy sueltos-, y finalmente las SBd aún más, con un núcleo casi inexistente. Un quinto tipo (SBm), se creó posteriormente para describir una galaxia espiral irregular, como las Nubes de Magallanes, que inicialmente fueron clasificadas como galaxias irregulares pero en donde posteriormente se encontraron estructuras de espirales barradas.

La hipótesis actual sostiene que la estructura de barra actúa como una "guardería estelar", impulsando la formación estelar en su centro. Se piensa que la barra actúa como un mecanismo que canaliza el gas interestelar desde los brazos espirales hacia el centro a través de resonancia orbital, encauzando el flujo para crear estrellas nuevas. Este proceso explica también porqué tantas galaxias espirales barradas muestran un núcleo galáctico activo y/o un brote estelar central, como el que se observa en la Galaxia del Molinillo Austral (M83).

En general, se piensa que las barras se forman por una onda de densidad proveniente del centro de la galaxia cuyos efectos reorganizan las órbitas de las estrellas interiores. A lo largo del tiempo este efecto provoca que las estrellas orbiten a una distancia mayor, lo que hace que la estructura de barra permanezca en el tiempo. Otra posible causa de la formación de barras puede deberse a los efectos de la fuerza de marea originados por la interacción entre galaxias.

Las barras también modifican la estructura de la galaxia creando anillos tanto exteriores a la barra cómo interiores a ella, controlando su estructura espiral,y formando además otras estructuras presentes en las regiones centrales de éstas cómo miniespirales ó barras menores e interiores a la principal; el resultado neto de la inyección de gas por parte de la barra a la región central de la galaxia y la formación estelar consecuente es el nacimiento de un pseudobulbo.

Se cree que las barras son un fenómeno temporal en la vida de las galaxias espirales, decayendo la estructura de barra con el tiempo, transformándose la galaxia desde una espiral barrada a una espiral "regular". Por encima de cierto tamaño, la masa acumulada en la barra compromete la estabilidad del conjunto de la barra; así, las galaxias espirales barradas con una gran cantidad de masa acumulada en su centro tienden a tener barras cortas y rechonchas. Además, numerosas galaxias espirales no barradas vistas en infrarrojos muestran una barra invisible en el óptico.

Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica.

Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble.

Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.

Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.

Telescopio espacial Hubble Imagen de un chorro de 5000 años-luz de longitud que está siendo eyectado del núcleo activo de la galaxia M87 (una radiogalaxia). La radiación sincrotrón del chorro (azul) contrasta con la luz estelar de la galaxia albergadora (amarillo).

Una galaxia se dice activa cuando una fracción significativa de la radiación electromagnética que emite no es debida a las componentes "normales" de una galaxia (estrellas, polvo y gas interestelar).

El término núcleo activo de galaxia (AGN, por sus siglas en inglés) se usa frecuentemente para denominar este tipo de objeto, ya que la energía emitida por las galaxias activas se debe aparentemente a una región compacta en su centro. En algunos casos, esta región central emite chorros de partículas que se extienden por grandes distancias, provocando emisión desde regiones extendidas, si bien en todos los casos la fuente última de la energía emitida es la región central.

El modelo teórico más aceptado unifica distintos tipos de objetos, tales como galaxias seyfert, quasares y blazares, los que aparentan ser distintos debido al ángulo de inclinación en el cielo.

Según el modelo unificado, la energía se genera por materia (gas y polvo) que cae a un agujero negro supermasivo, de entre 10⁶ y 10⁷ masas solares. El material al caer forma un disco de acreción, debido a la conservación de momento angular. El calentamiento por fricción causa que el material se transforme en plasma y genere un campo magnético a través del mecanismo alfa. La acreción es altamente eficiente para transformar materia en energía, pudiendo convertir hasta la mitad de la masa en reposo de la materia en energía (en comparación, por ejemplo, al pequeño porcentaje de eficiencia de la fusión nuclear).

Se cree que cuando el agujero negro ha consumido todo el gas y polvo de su vecindad, la galaxia activa deja de emitir grandes cantidades de energía y se transforma en una galaxia normal. Este modelo se apoya en lo que parece ser un agujero negro supermasivo sin actividad en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias cercanas. También este modelo explica el hecho de que los quasares sean mucho más frecuentes en el universo temprano.

Las galaxias activas se dividen en dos grupos: las que resultan muy brillantes al ser observadas con un radio-telescopio (radio-loud AGN) y las que no (radio-quiet AGN).

Se denomina galaxia anular o galaxia en anillo a un tipo poco frecuente de galaxias que tienen apariencia de anillo. El anillo está formado por estrellas azules masivas, relativamente jóvenes y muy brillantes. La región intermedia que rodea al núcleo brillante contiene una cantidad relativamente pequeña de materia luminosa y aparece más oscura.

Los astrónomos creen que las galaxias anulares se forman cuando una galaxia más pequeña pasa por el centro de una galaxia más grande. Como la mayor parte de una galaxia es espacio vacío, esta "colisión" raramente se traduce en una verdadera colisión entre estrellas. Sin embargo las perturbaciones gravitatorias causadas por este acontecimiento podrían hacer que una onda de formación estelar se moviera a través de la galaxia más grande.

NGC 4921, la galaxia espiral más brillante del Cúmulo de Coma y el prototipo de galaxia anémica

Una galaxia anémica es un tipo de galaxia espiral con un contenido en hidrógeno neutro inusualmente bajo comparado con otras galaxias de clasificación similar en la secuencia de Hubble y con un bajo contraste entre sus brazos espirales y las regiones entre ellos. El término fue introducido por primera vez por el astrónomo Sidney Van den Bergh en un artículo suyo publicado en 1976, considerando dichas galaxias cómo una forma intermedia entre las galaxias espirales normales y las galaxias lenticulares.

Dichas galaxias se caracterizan, además de por ése bajo contenido en hidrógeno neutro (que se extiende a menos distancia del centro de lo que ocurre en galaxias espirales normales cómo nuestra Vía Láctea, estando a veces concentrado únicamente en las regiones centrales de la galaxia) y por estar relativamente poco marcados sus brazos espirales, por tender a ser más rojas que otras galaxias espirales similares -es decir, que tienen un índice de color más alto-, lo que apunta a una menor tasa de formación estelar, al menos de estrellas de alta masa, y por tanto menos estrellas jóvenes -una evidencia de ello es el aspecto más liso de sus brazos, con menos regiones HII que otras espirales similares y/o normales (cuyos brazos tienen un aspecto más grumoso), y delimitados por bandas de polvo interestelar-, así como un bulbo mayor. Éste tipo de galaxias no han de confundirse con aquellas galaxias espirales de colores también muy rojizos y con una baja tasa de formación estelar, pero por contra muy ricas en gas.

Los prototipos de ésta clase de galaxias son NGC 4921, la galaxia espiral más brillante del Cúmulo de Coma, y M90, una de las galaxias espirales más brillantes del Cúmulo de Virgo.

En un principio se pensaba que el hidrógeno molecular no parecía ser tan afectado por los procesos que hacen que éste tipo de galaxias espirales tuviera un bajo contenido de hidrógeno neutro, de modo que pese a su deficiencia en lo segundo podrían tener tanto cómo una galaxia espiral normal (por ejemplo, la galaxia NGC 4314, que si bien es muy pobre en hidrógeno neutro, posee cierta cantidad de hidrógeno molecular pero sólo en su región más interna), pero un estudio muy reciente muestra que un número bastante elevado de éstas galaxias son también deficientes en hidrógeno molecular.

Que muchas galaxias anémicas se hallen en cúmulos de galaxias ricos apunta a que han perdido su gas debido a ello, tanto por rozamiento con el gas intergaláctico caliente que llena dichos cúmulos cómo por interacciones con otras galaxias, algo que ha sido corroborado por diversas observaciones. También existen galaxias de éste tipo aisladas, sin pertenecer a cúmulos galácticos ricos, siendo en éste caso la razón de su "anemia" haber gastado casi todo su hidrógeno debido a procesos de formación estelar.

Se cree que con el tiempo éstas galaxias, al no poder recuperar el gas perdido por la formación de estrellas, -al igual que otras galaxias espirales situadas en cúmulos de galaxias ricos- evolucionarán hasta convertirse ó bien en galaxias lenticulares pasando antes por las conocidas cómo galaxias espirales pasivas, que se encuentran en cúmulos galácticos con desplazamiento al rojo elevado, y muestran estructura espiral pero tienen una formación estelar muy baja (además, al menos en algunos casos sólo visible en el infrarrojo por estar oculta por nubes de polvo interestelar) ó incluso nula (por lo que quizás cierto número de las galaxias lenticulares presentes en los cúmulos galácticos ricos fueron en su día galaxias espirales normales), ó bien en tales galaxias espirales pasivas, pero sin llegar a convertirse nunca en galaxias lenticulares (de todos modos, algunos autores creen que ambos tipos de espirales -pasivas y anémicas- son en realidad la misma clase de objetos y que la única diferencia es que las primeras están mucho más lejos que las segundas).

Además de las dos mencionadas, otros dos excelentes ejemplos de ésta clase de galaxias son también M58 ó M91, pertenecientes al Cúmulo de Virgo, aunque bastantes otras galaxias espirales de dicho cúmulo también sufren de mayor ó menor deficiencia de gas.

Las Galaxias Antennae son un ejemplo de una gran galaxia con brote estelar formada desde la colisión de NGC 4038/NGC 4039.

Las galaxias con brote estelar son aquellas galaxias en las que tiene lugar una tasa de nacimiento de estrellas muy superior a la de una galaxia normal, ya sea en sus cúmulos globulares, nebulosas, etc. Estos brotes estelares se pueden detectar con telescopios de infrarrojos o rayos x entre otros.

NGC 6946, M 82, y NGC 253 son buenos ejemplos de galaxias con brotes estelares. En la galaxia NGC 4303, una galaxia activa de tipo Seyfert 2 de poca luminosidad, se ha observado la formación estelar gracias al Chandra y el STIS, con sus técnicas de ultravioleta. En la Gran Nube de Magallanes también se ha localizado con el satélite japonés/europeo AKARI estrellas en formación.

Existen varias definiciones del término galaxia de brote estelar y no hay una definición exacta en la que los astrónomos estén de acuerdo. Sin embargo, muchos de ellos concuerdan en que su definición debe ir acompañada por alguno de estos tres factores:

Actividad de brote estelar en la zona central de la cercana galaxia enana NGC 1569 (Arp 210). Tomada por el Telescopio Espacial Hubble

La clasificación de la categoría del brote estelar no es fácil ya que las galaxias con brote estelar no representan un tipo específico en sí mismas. Los brotes estelares pueden ser de galaxias espirales, y galaxias irregulares a menudo presentan nudos de brote estelar, a menudo en toda ella. Sin embargo, varios subtipos de brote estelar son actualmente objeto de debate entre los astrónomos:

La Galaxia Baby Boom a 12.2. millardos de años luz, actualmente genera 4.000 estrellas por año.

Esencialmente para que se produzca el brote estelar, es necesaria una gran concentración de hidrógeno en un área pequeña, que puede causarse de diferentes maneras cómo por ejemplo la presencia de una barra que conduzca el gas al centro galáctico dónde se comprime e inicia el brote (el caso de por ejemplo NGC 253) e interacciones entre galaxias -tanto si colisionan entre sí (por ejemplo lo que ocurre en la Galaxias de las Antenas), cómo si no, provocándose en éste último caso inestabilidades en el disco de la(s) galaxia(s) implicadas que acaban por concentrar y comprimir el gas dando así lugar al brote (por ejemplo la galaxia M82)

El interior de un brote estelar es un medio extremo. Tiene gran cantidad de hidrógeno molecular que forma estrellas masivas muy luminosas aglomeradas en cúmulos estelares, asociaciones OB, e incluso en supercúmulos estelares, las cuales son la fuente de potentes vientos estelares e ionizan el gas (principalmente hidrógeno) creando grandes regiones HII alrededor de ellas. El tiempo de vida de ésos astros es astronómicamente corto y acaban por estallar cómo supernovas ó incluso cómo hipernovas en el caso de las más masivas. Los remanentes de supernova de estas interaccionan con el medio interestelar del brote pudiendo producir masers naturales además de -junto a los mencionados vientos estelares- expulsar material fuera de la galaxia (un fenómeno visto en por ejemplo las ya mencionadas galaxias NGC 253 y M82)

El estudio de galaxias con brote estelar cercanos puede ayudarnos a descifrar la formación y evolución galácticas. Numerosas galaxias distantes observadas en el Campo Profundo del Hubble son de éste tipo, pero su gran distancia hace que no puedan estudiarse en detalle. Desafortunadamente, los ejemplos cercanos son bastante raros y su abundancia va aumentando cuánto más lejos estén de nuestra galaxia, lo que se explica considerando que en el pasado, hace varios miles de millones de años, estaban más cercanas entre sí y con ello las colisiones e interacciones gravitatorias entre ellas eran mucho más comunes que hoy.

Además de las ya mencionadas, otros ejemplos de galaxias con brote estelar son NGC 2903 y NGC 4449, y en el Catálogo Messier M83, M90, M95, y M100.

Las galaxias de bajo brillo superficial o galaxias LSB (de las siglas en inglés de Low Surface Brightness) son galaxias muy difusas que emiten mucha menos luz por unidad de área que las galaxias normales.

Las galaxias de bajo brillo superficial son difíciles de detectar porque su brillo es apenas algo mayor que la del fondo interestelar. La primera galaxia de este tipo descubierta fue Malin 1 en 1987. Esta galaxia es cinco veces mayor que la Vía Láctea pero sólo tiene el 1% de la luminosidad de una galaxia normal. Sin embargo, dentro de este tipo de galaxias, son más comunes las galaxias enanas.

Se piensa que las galaxias LSB pueden suponer el 50% de las galaxias existentes y que en su centro hay una gran cantidad de materia oscura, hasta el punto de que pueden suponer la mayor parte de la masa del universo. Su evolución parece ser mucho más lenta que la de galaxias normales, y aparecen todas ellas en un estado temprano de formación. Tienden a estar más aisladas y a contener más gas de baja densidad, lo que dificulta la formación estelar. Como la formación estelar es la fuente de producción de elementos pesados, estas galaxias se caracterizan por su baja metalicidad.

Una galaxia enana es una galaxia pequeña compuesta por varios miles de millones de estrellas, un número pequeño en comparación con la Vía Láctea que contiene entre 200 y 400 mil millones de estrellas. La Gran Nube de Magallanes, con más de 30 mil millones de estrellas a veces es considerada una galaxia enana.

En el Grupo Local las galaxias enanas son el tipo de galaxia más común, y se piensa que esto es extensible al resto del universo. Frecuentemente estas pequeñas galaxias orbitan alrededor de galaxias mayores, como la Vía Láctea, la Galaxia de Andrómeda o la Galaxia del Triángulo. Nuestra galaxia tiene 14 galaxias enanas conocidas orbitando alrededor.

En astronomía, se denomina galaxia enana esferoidal (abreviado dSph, del inglés Dwarf Spheroidal Galaxy) a un tipo de galaxias muy pequeñas y poco luminosas, a veces más tenues que una gran estrella brillante. Poseen una distribución espacial más o menos esférica y están constituidas por entre unos millones a unos cientos de millones de estrellas. Han sido descubiertas sólo recientemente debido a su bajo brillo superficial que las hace casi indistinguibles del fondo estelar.

En general, son objetos muy antiguos que han evolucionado poco, hablando en términos de formación estelar. Sus estrellas son pobres en metales, con características afines a los cúmulos globulares.

Son pocas las galaxias enanas esferoidales conocidas, bien satélites de la Vía Láctea o de la Galaxia de Andrómeda. Aún así, representan la mayoría de las galaxias del Grupo Local. Al ser tan poco luminosas es prácticamente imposible observarlas a distancias mayores.

Una galaxia infrarroja ultraluminosa (ULIRG, del inglés UltraLuminous InfraRed Galaxy) es un tipo particular de galaxia que se caracteriza por tener una luminosidad muy elevada en la región infrarroja del espectro electromagnético, superior a 10¹² luminosidades solares, es decir, más de 100 veces la luminosidad infrarroja de una galaxia normal como la Vía Láctea.

Casi todas las ULIRGs muestran signos de una interacción reciente con otra galaxia, o son el resultado de la fusión de dos galaxias. Su elevada luminosidad es debida a la presencia de un núcleo galáctico activo, un estallido de formación estelar o ambas cosas. En estas galaxias, la mayor parte de la radiación óptica y ultravioleta emitida por el núcleo galáctico activo o las estrellas jóvenes está oscurecida por grandes cantidades de polvo, que se calienta y emite en el infrarrojo.

Una galaxia oscura es un objeto del tamaño de una galaxia que contiene muy pocas o ninguna estrella, por lo que apenas emite luz. Puede contener gas, polvo interestelar y materia oscura. Varios objetos son candidatos para ser considerados galaxias oscuras:

Una galaxia peculiar es una galaxia con una forma, tamaño o composición inusual. Las galaxias peculiares surgen como resultado de interacciones entre galaxias, y pueden contener cantidades atípicas de polvo o gas, pueden tener un brillo superficial mayor o menor que las típicas galaxias, o pueden tener características cómo jets nucleares. Pueden tener una forma altamente irregular debido a las inmensas fuerzas gravitacionales que actúan durante los encuentros con otras galaxias. Las galaxias peculiares se nombran con p o pec en catálogos como el Atlas de galaxias peculiares de Halton Arp.

La gran Nube de Magallanes, la galaxia satélite más grande de la Vía Láctea.

Una galaxia satélite es una galaxia que orbita alrededor de una galaxia mayor, debido a la atracción gravitacional. Por lo tanto, una galaxia está hecha de un gran número de objetos (como estrellas, planetas, y nebulosas) que no están conectadas entre ellas, tienen un centro de masas, que representa la media ponderada (de la masa) de la posición de cada objeto que lo compone. Eso es parecido a cómo un objeto corriente tiene su centro de masas, que es la media ponderada de la posición de todos sus componentes átomos.

En un par de galaxias orbitantes, si una es considerablemente mayor que la otra, entonces la mayor se llama "primaria" y la más pequeña sería la satélite. Si dos galaxias orbitantes tienen aproximadamente el mismo tamaño, entonces se dice que forman un sistema binario.

Las galaxias que se encuentran llegando desde diferentes direcciones pueden chocar, fusionarse, dividirse en dos, o transferir algunos objetos miembros. En estas situaciones, puede ser difícil saber dónde acaba y dónde empieza una galaxia. Las colisiones entre galaxias no implican "necesariamente" la colisión entre los miembros de las dos galaxias, ya que la mayor parte del espacio en la galaxia es vacío.

En cosmología física, una protogalaxia, que también puede ser denominada como "galaxia primitiva", es una nube de gas que se forma en una galaxia. Se cree que la tasa de formación estelar, durante este período de evolución galáctica, determinará si una galaxia es una espiral o una galaxia elíptica; una formación de estrella lenta tiende a producir una galaxia espiral. Los más pequeños grupos de gas en una protogalaxia se forman como estrellas. El término protogalaxia principalmente fue usado en la Teoría del Big Bang.

Las radiogalaxias y sus parientes, quásares radio-intensos y blazars, son tipos de galaxia activa que son muy luminosas en frecuencias de radio (de hasta 10³⁸ W entre 10 MHz y 100 GHz). La emisión de radio es debida a la radiación sincrotrón. La estructura observada en la emisión de radio es determinada por la interacción entre chorros de materia gemelos y un medio externo, modificado por los efectos de la dirección relativista. Las galaxias activas radio-intensas son interesantes no solo por sí mismas, sino también porque pueden ser detectadas a grandes distancias, convirtiéndolas en herramientas valiosas para la cosmología observacional. Recientemente se ha utilizado los efectos de estos objetos en el medio intergaláctico, particularmente en agrupaciones galácticas.

Las radiogalaxias más grandes tienen lóbulos o columnas de escalas de megaparsec, lo que implica una escala de tiempo para su crecimiento del orden de decenas a cientos de millones de años. Esto significa que, excepto en casos de fuentes muy pequeñas y muy jóvenes, no se puede observar directamente la dinámica de las fuentes de radio y se debe recurrir a la teoría e interferencias con una cantidad grande de objetos. De forma evidente, las fuentes de radio deben comenzar con un tamaño pequeño y crecer. En el caso de fuentes con lóbulos, la dinámica es bastante sencilla y fue perfilada por P.A.G. Scheuer: los chorros alimentan a los lóbulos, la presión de los lóbulos incrementan y el lóbulo se expande. La velocidad de expansión depende de la densidad y presión del medio externo. La fase de mayor presión del medio externo, y por tanto la fase más importante desde el punto de vista dinámico, es la de gas caliente difuso emitiendo rayos X.

Durante mucho tiempo se asumió que las fuentes se podrían expandir de forma supersónica (la velocidad del sonido no puede superar c/√3, empujando un choque de ondas a través del medio externo. Sin embargo, la observación de rayos X muestran que las presiones internas de los lóbulos de las fuentes FRII suelen ser cercanas a las presiones térmicas externas y no mucho mayor que las presiones externas, que serían necesarias para una expansión supersónica. El único sistema de expansión supersónica conocido consiste en los lóbulos internos de la radiogalaxia de baja intensidad Centaurus A, que probablemente sea el resultado de un estallido relativamente reciente del núcleo activo.

Las radiogalaxias se encuentran de manera casi universal hospedándose en galaxias elípticas. Algunas galaxias Seyfert muestran pequeños chorros débiles, pero sin la suficiente luminosidad para ser clasificados como radio-intensos. Con la información disponible sobre las galaxias anfitrionas de quásares radio-intensos y blazars, se sugiere que también se hospedan en galaxias elípticas.

Hay varias posibles razones por esta preferencia a las galaxias elípticas. Las galaxias elípticas contienen generalmente la mayoría de los agujeros negros masivos y por tanto son capaces de abastecer a la mayoría de las galaxias activas luminosas. Otra razón es que en las galaxias elípticas existen entornos ricos, proporcionando medio intergaláctico en grandes cantidades para confinar a la fuente de radio. También puede ser que las grandes cantidades de gas frío en las galaxias espirales de algún modo interrumpan o eliminen la formación de un chorro. Hasta la fecha no hay una única explicación convincente para las observaciones.