¿Qué tipos de galaxias hay?
Galaxia elíptica
Las galaxias elípticas varían mucho en luminosidad, masa y tamaño, yendo desde las pequeñas enanas esferoidales, de características parecidas a las de un cúmulo globular -pero muy ricas en materia oscura- o las galaxias elípticas enanas, hasta las grandes galaxias elípticas presentes en grandes cúmulos de galaxias (por ejemplo, las galaxias de tipos "D" y "cD", caracterizadas por estar envueltas por un gran halo difuso, tipo al cual pertenece la M87, el prototipo de galaxia elíptica gigante) –entre las cuales se hallan las mayores y más brillantes galaxias del Universo. Sus características comunes son:Físicamente también se pueden dividir en dos tipos: las "cuadradas" –que suelen ser galaxias grandes–, cuya forma es determinada por movimientos aleatorios de sus estrellas, pero que son mayores en algunas direcciones que en otras-, y las "discoidales", a menudo de luminosidad media o baja, en las que las estrellas suelen tener velocidades similares, pero que están relativamente aplanadas debido a la rotación de la galaxia; otras diferencias entre ambos tipos son:Las grandes galaxias elípticas suelen tener un sistema de cúmulos globulares, núcleos dobles, y gran cantidad de galaxias satélites. Una posible interpretación es el canibalismo galáctico, es decir la absorción de una galaxia menor por una mayor –por ejemplo, se sabe que nuestra Vía Láctea esta "digiriendo" un par de galaxias menores en la actualidad.
Galaxia oscura
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:
Galaxia enana elíptica
Este tipo de galaxias no debe confundirse con la clase de galaxias "elípticas compactas", de las cuales M32 es el prototipo. Walter Baade, en 1936, confirmó que las galaxias enanas elípticas NGC 147 y NGC 185 pertenecían al grupo local mediante la resolución en estrellas individuales gracias a su relativa cercanía. En la década de los años 1950, también se descubrieron cerca de los cúmulos de Fornax y Virgo.
Agrupación galáctica
La evolución de los cúmulos puede tomar dos rumbos. Unos tienden a concentrar más materia agregando pequeños grupos y otras galaxias individuales, lo cual los lleva a compactarse cada vez más y a adquirir una forma esferoidal. A la vez que dicho cúmulo fagocita galaxias y grupos, el núcleo del cúmulo canibaliza galaxias de este convirtiéndose su centro en una o más galaxias elípticas gigantes que mantienen a las demás orbitando a su alrededor y que finalmente acabarán por fusionarse en una única galaxia elíptica gigante formando lo que se conoce como cúmulo de galaxias fósil: un cúmulo de galaxias con una única galaxia elíptica en su centro y una carencia de galaxias brillantes en las regiones centrales. Otros cúmulos menos ligados gravitatoriamente pueden evolucionar de forma distinta. Estadísticamente siempre hay alguna galaxia capaz de alcanzar la velocidad de escape para salir del cúmulo. Estos cúmulos empiezan a perder galaxias y a medida que pierden masa la velocidad de escape disminuye, lo que acelera la pérdida de más galaxias, provocando su fragmentación hasta la total dilución. Este proceso puede venir motivado por la presencia de cúmulos mayores en las cercanías, los cuales acabarán por engullir al pequeño.
Galaxia irregular
Hay dos tipos de galaxias irregulares: Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como "dI" (del inglés:"Dwarf Irregular Galaxy").
Convenciones sobre nomenclatura astronómica
Como las estrellas, la mayoría de las galaxias no tienen nombre. Hay pocas excepciones, como la galaxia de Andrómeda, la galaxia Whirlpool y otras, pero la mayoría simplemente tienen un número de catálogo.
Atlas de galaxias peculiares
Esta categoría contiene una mezcla de diferentes tipos de objetos. De la misma manera que las galaxias con filamentos difusos o galaxias con contracolas, algunas de las galaxias de esta categoría tienen interacciones, y los filamentos son producto de la marea creada por las interacciones. Otras fuentes, no obstante, son sencillamente galaxias espirales individuales con brazos espirales tenues y que Arp describe como "filamentos".
Galaxia de bajo brillo superficial
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 solo tiene el 1 % de la luminosidad de una galaxia normal. Sin embargo, dentro de este tipo de galaxias, son más comunes las galaxias enanas.
Galaxia del Triángulo
La galaxia del Triángulo (también conocida como galaxia espiral M33, Objeto Messier 33, Messier 33, M33 o NGC 598) es una galaxia espiral localizada en la constelación del Triangulum. Con entre 30 000 y 40 000 millones de estrellas es pequeña en comparación con sus vecinas mayores, la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda que tienen, respectivamente, entre 200 000 y 400 000 millones y un billón de estrellas, pero su tamaño es parecido al del resto de galaxias espirales del universo.
Atlas de galaxias peculiares
Actualmente, los procesos físicos que conducen a las particularidades observadas por Arp son bien conocidos. Un gran número de objetos son galaxias en interacción, incluyendo M51 (Arp 85), Arp 220 y las galaxias de las antenas (NGC 4038/NGC 4039, o. Arp 244). Algunas son galaxias simples galaxias enanas que no tienen suficiente masa como para producir suficiente gravedad para permitar la formación de una estructura de galaxias más cohesionada. NGC 1569 (Arp 210) es un ejemplo de una estas galaxias enanas del atlas. Algunas otras son radiogalaxias. Estos objetos contienen núcleos galácticos activos que producen fuertes efusiones de gas llamasas radio jets. El atlas incluye las radiogalaxias cercanas M87 (Arp 152) Centaurus A (Arp 153).
Galaxia enana esferoidal
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 solo recientemente debido a su bajo brillo superficial que las hace casi indistinguibles del fondo estelar.
Galaxia lenticular
El Catálogo Messier incluye algunos buenos ejemplos de esta clase de galaxias, por ejemplo M84 y M85. Otro excelente ejemplo de este tipo de galaxias es NGC 3115.
Galaxia cD
Una Galaxia cD (también Galaxia de tipo cD) es un tipo de galaxia elíptica caracterizada por su gran halo de estrellas. que a veces se encuentran en el centro de cúmulos de galaxias. Son también conocidas cómo galaxias elípticas supergigantes o Galaxias centrales dominantes.
Galaxia anémica
En un principio se pensaba que el hidrógeno molecular no parecía ser tan afectado por los procesos que hacen que este tipo de galaxias espirales tuviera un bajo contenido de hidrógeno neutro, de modo que pese a su deficiencia en lo segundo podrían tener tanto como 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 solo en su región más interna), pero un estudio muy reciente muestra que un número bastante elevado de estas 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 como por interacciones con otras galaxias, algo que ha sido corroborado por diversas observaciones. También existen galaxias de este tipo aisladas, sin pertenecer a cúmulos galácticos ricos, siendo en este caso la razón de su "anemia" haber gastado casi todo su hidrógeno debido a procesos de formación estelar.
Clasificación morfológica de las galaxias
El sistema de Vaucouleurs para clasificar galaxias es una extensión muy utilizada de la secuencia de Hubble, descrita por primera vez por Gérard de Vaucouleurs en 1959. De Vaucouleurs argumentó que la clasificación bidimensional del Hubble de galaxias espirales—basada en la estrechez de los brazos espirales y la presencia o ausencia de una barra- no describía adecuadamente el rango completo de las morfologías observadas de las galaxias. En particular, argumentó que losanillos y lentes son componentes estructurales importantes de las galaxias espirales.
Galaxia espiral de gran diseño
Los brazos espirales de una galaxia de este tipo pueden extenderse varios radianes y ocupar una buena fracción de su radio. Se estima que aproximadamente un 10 % de las galaxias espirales son de este tipo.
Constelación
Dentro de la Astronomía Inca, existían dos tipos de constelaciones: Las Constelaciones Estelares o Brillantes constituidas por estrellas individuales de magnitudes muy brillantes, que por sí mismas constituían una “constelación” y de otras que agrupadas o unidas al modo occidental (de estrella a estrella) forman figuras en el cielo nocturno. El segundo tipo de constelaciones lo constituyen las condensaciones de polvo y gas interestelar que a manera de manchas oscuras ocupan espacios dentro de la Vía Láctea formando las llamadas Constelaciones Oscuras o Negras.
Atlas de galaxias peculiares
Las galaxias de esta categoría son casi siempre fuentes de interacción.La más famosa es la galaxia del remolino (M51; Arp 85), que está compuesta de una galaxia espiral NGC 5194 que interactúa con una pequeña galaxia elíptica NGC 5195. La interacción ha distorsionado la forma de las dos galaxias; la estructura del brazo en espiral ha sido ampliada en la galaxia espiral más grande, y un puente de estrellas y gas se ha formado entre las dos galaxias. Muchas otras galaxias de esta categoría están también conectadas por puentes.
Estrella
Las estrellas no se distribuyen uniformemente a través del universo sino que se agrupan normalmente en galaxias junto con el gas y el polvo interestelar. Una galaxia típica contiene cientos de miles de millones de estrellas, y hay más de 100 mil millones (10) de galaxias en el universo observable. En 2010, una estimación del número de estrellas en el universo observable fue de casi un tercio de cuatrillón (). Aunque a menudo se cree que las estrellas solo existen dentro de las galaxias, se han descubierto estrellas intergalácticas.
Atlas de galaxias peculiares
Normalmente, la mayoría de las galaxias tienen dos brazos claramente definidos, o contienen solo estructuras confusas de filamentos en espiral. Las galaxias con tres brazos bien definidos son raras
Vía Láctea
La Vía Láctea (en griego: γαλαξίας κύκλος -galaxías kýklos- "círculo lácteo") es una galaxia espiral donde se encuentra el sistema solar y a su vez se halla la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 10 masas solares y, por su forma, es una galaxia del tipo espiral barrada. Su diámetro medio se estima en unos 200 000 años luz (1,89×10 kilómetros) o 12 648 millones de unidades astronómicas. En mayo de 2018, un equipo de investigadores del Instituto Astrofísico de Canarias y el National Astronomical Observatories de Pekín (NAOC) publicaron nuevas observaciones que amplían el diámetro hasta 200 000 años luz. Se calcula que contiene entre 200 000 y 400 000 millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 25 766 años luz (7900 pc). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local y es la segunda más grande y brillante tras la galaxia de Andrómeda, aunque puede ser la más masiva, como muestra un estudio reciente.
Galaxia
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.
Atlas de galaxias peculiares
Arp originalmente se refirió a estas galaxias como "galaxias dobles", pero muchas de estas fuentes son más de dos galaxias. Algunos de los objetos son galaxias en interacción, dónde todas las fuentes son de hecho grupos de galaxias. La diferencia radica en que las galaxias en interacción se encuentran distorsionadas, mientras que en los grupos simplemente están unidas de forma gravitacional unas en las otras pero no necesariamente bastantes próximas como para inducir grandes cambios estructurales.
Galaxia enana elíptica
Una galaxia enana elíptica, o dEs, ("Dwarf elliptical galaxy") es un tipo de galaxia elíptica más pequeña que las galaxias elípticas normales. Estas galaxias son bastante comunes en los grupos de galaxias y, por lo general, son acompañantes de otras galaxias.
Galaxia peculiar
Una galaxia peculiar es una galaxia con forma, tamaño o composición que no se halla en otras. Surgen como resultado de interacciones entre galaxias y pueden contener cantidades atípicas de polvo o gas, tener un brillo superficial mayor o menor que las típicas galaxias o características cómo jets nucleares. Pueden llegar a tener una forma altamente irregular debido a las inmensas fuerzas gravitacionales que actúan durante los encuentros con otras galaxias. Las galaxias peculiares se distinguen con «p» o «pec» en catálogos como el "Atlas de galaxias peculiares" de Halton Arp.
Universo
Las galaxias están distribuidas por todo el universo y presentan características muy diversas, tanto en lo que respecta a su configuración como a su antigüedad. Las más pequeñas abarcan alrededor de 3000 millones de estrellas, y las galaxias de mayor tamaño pueden llegar a abarcar más de un billón de astros. Estas últimas pueden tener un diámetro de 170 000 años luz, mientras que las primeras no suelen exceder de los 6000 años luz.
Galaxia espiral
Además de mediante la secuencia de Hubble y la presencia o no de una barra central, 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 (como M81 y M51), también conocidas cómo "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.
Formación y evolución de las galaxias
Las galaxias elípticas gigantes probablemente se formaron por fusiones a una escala mayor. En el Grupo Local, la Vía Láctea y M31 (la galaxia de Andrómeda) están gravitacionalmente ligadas y actualmente se aproximan la una a la otra a gran velocidad. Como es muy difícil determinar la velocidad perpendicular de M31 respecto a nosotros, no sabemos a ciencia cierta si colisionará con la Vía Láctea. Si las dos galaxias se encuentran, pasarán una a través de la otra y la gravedad deformará ambas galaxias severamente expulsando gas, polvo y estrellas al espacio intergaláctico. Viajarán por separado, disminuyendo la velocidad y entonces serán arrastradas la una hacia la otra y colisionarán otra vez. Finalmente, ambas galaxias se habrán combinado completamente y las corrientes de gas y polvo estarán volando a través del espacio cerca de la recientemente formada galaxia elíptica gigante. Además, a partir del gas expulsado en la combinación, se pueden formar nuevos cúmulos globulares e incluso nuevas galaxias enanas que se conviertan en parte del halo de la elíptica. Los cúmulos globulares de la Vía Láctea y de M31 también formarán parte del halo. Los cúmulos globulares están tan ligados gravitacionalmente que son enormemente inmunes a las interacciones galácticas a gran escala. Si alguien está alrededor para observar la combinación, será un suceso lento pero magnífico. Se podrá ver una M31 distorsionada que se extiende espectacularmente por todo el cielo. De hecho, M31 ya está distorsionada: los bordes están combados. Esto es probablemente debido a interacciones con sus propias galaxias compañeras, así como por posibles fusiones con galaxias enanas esferoidales en el pasado reciente - los restos de los cuales siguen visibles en las poblaciones de disco.
Grupo de galaxias
Se cree que los grupos de galaxias fósiles o los grupos fósiles son el resultado final de la fusión de galaxias dentro de un grupo de galaxias normal, dejando atrás el halo de rayos X del grupo progenitor. Las galaxias dentro de un grupo interactúan y se fusionan. El proceso físico detrás de esta fusión galaxia-galaxia es la fricción dinámica. Las escalas de tiempo para la fricción dinámica en las galaxias luminosas (L*) sugieren que los grupos fósiles son sistemas antiguos e imperturbables que han visto poca caída de galaxias L* desde su colapso inicial. Los grupos fósiles son, por lo tanto, un laboratorio importante para estudiar la formación y evolución de galaxias y el medio intragrupo en un sistema aislado. Los grupos fósiles aún pueden contener galaxias enanas no fusionadas, pero los miembros más masivos del grupo se han condensado en la galaxia central.
Galaxia espiral
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. Las galaxias espirales son colecciones enormes de miles de millones de estrellas, en las que muchas de ellas se agrupan en forma de disco, con un abultamiento esférico central con estrellas en su interior. En el disco existen brazos más luminosos donde se concentran las estrellas más jóvenes y brillantes.
Radiogalaxia
Las radiogalaxias, así como los quásares radio-intensos y blazars, son tipos de galaxia activa muy luminosas en frecuencias de radio (de hasta 10 W entre 10 MHz y 100 GHz). La emisión de radio es debida a la radiación sincrotrón.
Estrella
Normalmente las estrellas no están distribuidas uniformemente en el universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica, como la Vía Láctea, contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque solo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del sistema solar, se puede decir que la mayor parte de las estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de este en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.
Galaxia enana
Las galaxias enanas ultra débiles (UFD) son una clase de galaxias que contienen desde unos pocos cientos hasta cientos de miles de estrellas, lo que las convierte en las galaxias más débiles del Universo. Los UFD se parecen a los cúmulos globulares (CG) en apariencia, pero tienen propiedades muy diferentes. A diferencia de los GC, las UFD contienen una cantidad significativa de materia oscura y están más extendidos. Las UFD se descubrieron por primera vez con la llegada de los levantamientos digitales del cielo en 2005, en particular con el Sloan Digital Sky Survey (SDSS).
Cúmulo globular
Los cúmulos globulares se encuentran en la zona del halo galáctico de una galaxia y contienen considerablemente más estrellas y son mucho más antiguos que los cúmulos abiertos, menos densos, que se encuentran en el disco de un galaxia. Los cúmulos globulares son bastante comunes; existen alrededor de 150a 158 cúmulos globulares conocidos actualmente en la Vía Láctea, y quizás de 10 a 20 más aún por descubrir por estar situados tras el centro oscurecido por las propias miles de estrellas del núcleo y del polvo interestelar. Los cúmulos globulares orbitan nuestra galaxia a distancias habituales de 40 kiloparsecs (130 000 años luz) o más. Las galaxias más grandes pueden tener aún más cúmulos globulares: así, la galaxia de Andrómeda, por ejemplo, puede llegar a tener hasta 500. Algunas galaxias gigantes como las galaxias elípticas (particularmente aquellas en los centros de ciertos cúmulos galácticos) como M87, tienen como mínimo unos 13000 cúmulos globulares.
Galaxia activa
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.
Clasificación morfológica de las galaxias
El sistema de Vaucouleurs retiene la división básica de galaxias del Hubble en elípticas, lenticulares, espirales y irregulares. Para complementar el esquema del Hubble, de Vaucouleurs introdujo un sistema de clasificación más elaborado para galaxias espirales, basado en tres características morfológicas:
Galaxia cD
El tipo cD es una clasificación existente en el esquema de clasificación de galaxias de Yerkes, y es una de las dos clasificaciones de Yerkes aún en uso hoy, junto con el tipo D. La "c" en "cD" indica que son galaxias muy grandes, es decir "supergigantes", mientras que la "D" indica que éstas galaxias tienen un aspecto difuso. "cD" también es usado en inglés cómo acrónimo de "central Dominant galaxy" ("Galaxia central dominante")., y son consideradas las mayores galaxias conocidas.
Astronomía
Cada galaxia tiene propiedades diferentes, predomino de diferentes elementos químicos y formas (espirales, elípticas, irregulares, anulares, lenticulares, en forma de remolino, o incluso con forma espiral barrada entre otras más sofisticadas como cigarros, girasoles, sombreros, etc.).
Diagrama de color-magnitud para galaxias
Tres regiones pueden diferenciarse en éste: la "nube azul", que incluye galaxias azules con elevada actividad de formación estelar (galaxias espirales e irregulares sobre todo), el "valle verde", la zona menos poblada y que incluye cierto número de galaxias espirales, y finalmente la "secuencia roja", que incluye galaxias rojas de tipo temprano con muy baja o nula formación estelar y en general de tipo temprano (galaxias elípticas y lenticulares). Se piensa que nuestra galaxia y la de Andrómeda pertenecen a la segunda, estando en transición de la "nube azul" a la "secuencia roja" al ir disminuyendo su actividad de formación estelar. Investigaciones recientes, sin embargo, muestran que el "valle verde" realmente está formado por dos poblaciones distintas de galaxias: una de galaxias de tipo tardío, en las que la formación estelar ha ido disminuyendo al irse agotando el gas disponible para la formación de estrellas tras interrumpirse el suministro de gas a ellas, y otra de galaxias de tipo temprano donde tanto el suministro de gas como las reservas de este han sido destruidos rápidamente, seguramente debido a una fusión entre galaxias y/o a un núcleo galáctico activo.
Galaxia de Andrómeda
Al igual que la Vía Láctea, la galaxia de Andrómeda posee una gran cantidad de galaxias satélite, siendo las más notables de ellas la Galaxia del Triángulo, la M32, la M110, la NGC 185, y la NGC 147 (todas excepto la primera galaxias elípticas enanas, sobre todo las tres últimas que suelen ser clasificadas también cómo galaxias enanas esferoidales). Se cree también que -entre otras- las galaxias irregulares IC 10 e IC 1613 están también asociadas con ella.
Galaxia
Las galaxias tienen cuatro configuraciones distintas: elípticas, espirales, lenticulares 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 solo 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.
Protogalaxia
En cosmología física, una protogalaxia, que también puede ser denominada "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.
Grupo de galaxias
Hay varios subtipos de grupos.
Galaxia activa
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).
Galaxia enana
En astronomía, una galaxia enana compacta azul (galaxia BCD) es una pequeña galaxia que contiene grandes cúmulos de estrellas jóvenes, calientes y masivas. Estas estrellas, las más brillantes de las cuales son azules, hacen que la propia galaxia parezca de color azul. La mayoría de las galaxias BCD también se clasifican como galaxias irregulares enanas o como galaxias lenticulares enanas. Debido a que están compuestas por cúmulos de estrellas, las galaxias BCD carecen de una forma uniforme. Consumen gas intensamente, lo que hace que sus estrellas se vuelvan muy violentas al formarse.
Galaxia con brote estelar
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: 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 las Galaxias de las Antenas), cómo si no, provocándose en este 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)-
Galaxia espiral barrada
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 anteriores 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.
Galaxia espiral barrada
Una galaxia espiral barrada es aquella 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.
Secuencia de Hubble
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. Ver formación y evolución de galaxias.
Fusión de galaxias
Una fusión de galaxias puede ocurrir cuando dos o más galaxias colisionan. Estos procesos son el tipo más violento de interacción de galaxias. Aunque las fusiones de galaxias no involucran realmente la colisión de estrellas o sistemas estelares, debido a las grandes distancias entre las estrellas en la mayoría de las circunstancias, las interacciones gravitacionales entre las galaxias y la fricción entre el gas y el polvo cósmico tienen efectos importantes en las galaxias involucradas en el proceso. Los efectos precisos de estas fusiones dependen de una gran variedad de parámetros, tales como los ángulos de colisión, las velocidades, y las composiciones y tamaños relativos. Por estas razones, las fusiones de galaxias representan en la actualidad un área extremadamente activa de investigación en Astrofísica.
Galaxia
Las galaxias activas son galaxias que liberan grandes cantidades de energía y/o materia al medio interestelar mediante procesos que no están relacionados con los procesos estelares ordinarios. Aproximadamente un 10 % de las galaxias pueden clasificarse como galaxias activas.
Agrupación galáctica
Una agrupación galáctica es una estructura que se compone de galaxias agrupadas por la fuerza de gravedad. Estos conjuntos corresponden a las estructuras unidas por la fuerza de gravedad más grandes conocidas en el universo y se creyó que eran de las estructuras conocidas más grandes en el universo hasta la década de 1980, en la que se descubrieron los supercúmulos. Las distintas agrupaciones de galaxias que conforman el universo se llaman grupos, cúmulos y supercúmulos según su tamaño y el número de galaxias que contienen. Van desde pequeños grupos con una decena de galaxias hasta grandes cúmulos de miles de galaxias. Los supercúmulos son estructuras más complejas formadas por centenares o miles de cúmulos galácticos interaccionando gravitatoriamente entre sí. La materia bariónica del universo visible se distribuye a lo largo de estructuras colosales que reciben el nombre de filamentos o muros según su forma, quedando gran cantidad de regiones huecas, llamadas vacíos, sin apenas materia luminosa. Dichas estructuras están formadas por miles de agregados de galaxias de diferentes formas y tamaños. Estas colosales macroestructuras son las más recientes en la historia del universo. Dichas estructuras se mantienen cohesionadas por la fuerza de la gravedad de la materia oscura, pero la expansión acelerada del universo podría acabar imponiéndose (si no lo ha hecho ya) y detener la acumulación de materia. Una de las características principales de los cúmulos es el gas intracúmulo (ICM por sus siglas en inglés). El ICM consiste en gas caliente ubicado entre las galaxias y alcanza una temperatura máxima que varía entre 2 y 15 KeV, la cual depende de la masa total del cúmulo. No debe confundirse a los cúmulos de galaxia con cúmulos estelares tales como los cúmulos abiertos, los cuales son estructuras estelares que se encuentran "dentro" de galaxias, o con cúmulos globulares, los cuales por lo general orbitan galaxias. A los conjuntos pequeños de galaxias a menudo se les refiere como grupos de galaxias más bien que cúmulos de galaxias. Los grupos y cúmulos de galaxias pueden ser agrupados dentro de supercúmulos.
Galaxia Seyfert
Las galaxias Seyfert se clasifican como Tipo 1 o Tipo 2, dependiendo de si el espectro muestra líneas de emisión estrechas y anchas, o solamente estrechas. Las de Tipo 1 muestran líneas de recombinación, tanto anchas como delgadas, sobrepuestas y líneas prohibidas delgadas; las de Tipo 2 solo muestran líneas delgadas tanto permitidas como prohibidas. Algunos autores han llegado a ampliar la clasificación dependiendo de las intensidad relativa entre las componentes estrechas y anchas (p.e. Tipo 1,5 o Tipo 1,9).
Radiogalaxia
Hay varias posibles razones por esta preferencias 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 (véase luminosidad de Eddington). Otra razón es que las galaxias elípticas existe 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.
Atlas de galaxias peculiares
Las galaxias de esta categoría presentan oscuras vías de polvo que oscurecen parte del disco de la galaxia. Todas estas galaxias son producto de la fusión de dos galaxias. NGC 520 (Arp 157) es un buen ejemplo de una fase intermedia de fusión, donde el disco de las dos galaxias progenitoras se ha fusionado pero su núcleo todavía no. Centaurus A (Arp 153) y NGC 1316 (Arp 154) son galaxias elípticas con vías de polvo poco usuales; su estructura y cinemática indican que han pasado por un proceso de fusión reciente. NGC 4747 (Arp 159) podría ser sólo el límite de una galaxia espiral con vías de polvo significativas.
Agrupación galáctica
La dinámica de los cúmulos galácticos es un tanto peculiar. Se los puede considerar como un gas de galaxias donde las partículas que lo componen en vez de ser átomos o moléculas son galaxias. Ese "gas" tiene unas condiciones particulares puesto que las galaxias se atraen entre sí con fuerza mientras que las partículas atómicas no lo hacen. Un gas normal tiende a expandirse y ocupar el máximo espacio mientras que los cúmulos galácticos no sólo tienden a expandirse, sino que también tienden a colapsar por su propia gravedad. Esto hace que se hallen en un delicado equilibrio entre su dispersión de velocidades y su masa. Cuanta más masa tenga el cúmulo más alta será la velocidad de escape. Así mismo, más masa implica mayores fuerzas gravitatorias, lo que conlleva mayores aceleraciones y mayores velocidades. Así pues, en los cúmulos más masivos las galaxias que los componen se mueven más deprisa unas respecto a otras que en los menos masivos. Es el propio campo de gravedad el que confina a las galaxias en un volumen de espacio determinado de la misma manera que las paredes de un recipiente hermético confinan el aire de su interior.
Grupo de galaxias
Los protogrupos son grupos que están en proceso de formación. Son la forma más pequeña de protoclusters. Contienen galaxias y protogalaxias incrustadas en halos de materia oscura que están en proceso de fusionarse en formaciones grupales de halos de materia oscura singulares.
Galaxia
La evolución de las galaxias puede estar afectada significativamente por interacciones y colisiones. Cada galaxia al evolucionar, al paso de millones de años, cambia de color e iluminación gracias al cambio de las estrellas. Las fusiones de galaxias eran comunes en épocas tempranas; la mayoría de las galaxias tenían un aspecto peculiar. Teniendo en cuenta la distancia entre las estrellas, la gran mayoría de los sistemas estelares de galaxias en colisión no se ven afectados. Sin embargo, la acción de la gravedad sobre el gas y el polvo interestelar de los brazos espirales produce largas hileras de estrellas conocidas como colas de marea. Ejemplos de estas formaciones se pueden ver en NGC 4676  y las galaxias de las Antenas.
Galaxia
Las radiogalaxias suelen estar asociadas a galaxias tipo E con núcleo activo. Emiten a longitudes de onda de radio y algunas pueden ser relativamente débiles. Suelen ser galaxias que se extienden por amplias zonas del espacio. Presentan un núcleo brillante y normalmente suelen estar rodeadas por dos chorros de partículas de grandes dimensiones. Además, en muchas de ellas se ha detectado radiación sincrotrón.
NGC 4435 y NGC 4438
NGC 4438 es una galaxia de difícil clasificación que ha sido clasificada tanto cómo galaxia espiral cómo galaxia lenticular -lo que explica su inclusión en el Atlas de galaxias peculiares de Halton C. Arp-. Es una de las galaxias más notables del cúmulo por su aspecto muy distorsionado, que demuestra que está sufriendo o ha sufrido interacciones gravitatorias, y por desconocerse el mecanismo que hace que su región central muestre actividad, y que ha expulsado bucles de gas opuestos el uno al otro. Se ha pensado en un brote estelar, en un agujero negro, o en un núcleo galáctico activo, estando bajo investigación todas las posibilidades. Muestra también un bajo contenido en hidrógeno neutro quizás debido a su rozamiento con el gas caliente que llena el medio intergaláctico de Virgo o con la corona de gas caliente que rodea a la cercana galaxia M86 y/o debido a habérsele sido arrancado por la atracción gravitatoria de alguna galaxia con la que estuvo a punto de colisionar (quizás la propia M86), además de un desplazamiento de los diferentes componentes de su medio interestelar (hidrógeno neutro, hidrógeno molecular, gas caliente, y polvo interestelar, el cual llega hasta a una distancia de 4-5 kiloparsecs de su disco) en la dirección de NGC 4435 -que tiende a atribuirse, sin embargo, al rozamiento con el medio intergaláctico mencionado-, y finalmente huellas de haber sufrido varios brotes de formación estelar.
Galaxia Seyfert
El modelo elaborado en los últimos 40 años que explica esta fenomenología es el siguiente: existe en el centro de esas galaxias un agujero negro supermasivo, con masas del orden de 10-10 masas solares. A pocas unidades astronómicas se encuentra un disco de material gaseoso que está sometido a fuerzas viscosas con una enorme turbulencia y que debido a esto cae hacia el agujero negro. Esto conlleva una notable pérdida de energía potencial gravitacional, la cual es enorme, teniendo en cuenta la enorme masa del cuerpo central. La pérdida de la energía potencial se traduce en una enorme liberación de energía radiante, principalmente en la región del ultravioleta y los rayos X. Esta región fuente se conoce como disco de acreción. La radiación proveniente de allí es tan intensa que hace perder electrones a los átomos que integran nubes que están en regiones ya bastante alejadas. Se dice entonces que la fuente es emisora de radiación fotoionizante. Las nubes de gas se ionizan pero tarde o temprano el sistema entra en equilibrio: hay ionización, pero también el proceso inverso: recombinación. Entonces las nubes cercanas (BLR) como lejanas (NLR) se convierten ellas mismas en emisoras de radiación. Para explicar por qué hay unas galaxias Seyfert de Tipo 1 y otras de Tipo 2 se introduce un elemento extra: la presencia de un material oscurecedor entre la NLR y la BLR en forma de toroide, conformado por polvo y gas molecular. Una galaxia es de tipo Seyfert 2 porque vista desde la Tierra posee una orientación tal que el toroide impide la observación de la BLR: solo vemos líneas delgadas. Una galaxia es de tipo Seyfert 1 porque al ser observada desde la Tierra su orientación es tal que el toroide no impide la observación de la región más cercana al disco de acreción, esto es, la BLR.
Clasificación morfológica de las galaxias
La secuencia del Hubble es un esquema de clasificación morfológica para galaxias inventado por Edwin Hubble en 1926. A menudo se le conoce coloquialmente como el "diapasón del Hubble" debido a la forma en la que se representa tradicionalmente. El esquema del Hubble divide las galaxias en tres amplias clases basadas en su apariencia visual (originalmente en placas fotográficas): Estas amplias clases pueden ser extendidas para permitir distinciones más finas de apariencia y para abarcar otros tipos de galaxias, tales como galaxias irregulares, que no tienen una estructura regular obvia (ya sea en forma de disco o elipsoidal).
Atlas de galaxias peculiares
Las galaxias de esta categoría tienen estructuras irregulares (irregularidades), vías de polvo notables (absorción), o una apariencia granulada (resolución). Esta categoría contiene una mezcla de galaxias en interacción distorsionadas por interacciones de marea, galaxias irregulares enanas próximas, y galaxias espirales con inusuales cantidades de gas.
Grupo Local
Se denomina Grupo Local al conjunto de galaxias en el que se encuentra la Vía Láctea, en algunas ocasiones también son utilizados los términos vecindario galáctico o vecindario cósmico. El cual está dominado por tres galaxias espirales gigantes; Andrómeda, la Vía Láctea y la galaxia del Triángulo. El resto de galaxias, unas 40, son más pequeñas; muchas de ellas son galaxias satélite de una de las mayores.
Astronomía
Las galaxias más cercanas a la nuestra (aproximadamente 30) son denominadas "el grupo local". Entre estas galaxias se encuentran algunas muy grandes como Andrómeda, nuestra Vía Láctea y la galaxia del Triángulo.
Galaxia satélite
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.
Leo (constelación)
Leo contiene muchas galaxias brillantes, estando cinco de ellas incluidas en el catálogo Messier: M65, M66, M95, M96 y M105. Las dos primeras son galaxias espirales miembros del Triplete de Leo, grupo de galaxias a unos 35 millones de años luz. M65 tiene poco polvo y gas, y hay poca formación estelar en ella, siendo muchas de sus estrellas viejas. Considerablemente mayor que M65, M66 posee sus brazos espirales deformados, probablemente como consecuencia de interacciones con las galaxias vecinas. NGC 3628 —la otra galaxia del triplete de Leo— posee una banda de polvo ancha y oscura a lo largo del borde exterior de sus brazos espirales.
Galaxia
En 1610, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno llamada Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas. En el año 1755, Immanuel Kant teorizó sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas en el tratado "Historia general de la naturaleza y teoría del cielo", basado en un trabajo previo de Thomas Wright. Kant afirmaba que la Vía Láctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro, agrupados en una estructura de orden superior y de características similares a las de los sistemas planetarios, sensiblemente plana, de forma elíptica, en movimiento de rotación alrededor de un centro y regidas por la misma mecánica celeste. También supuso que, por el punto de vista desde el que observamos la Vía Láctea y por la densidad de estrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella. Desde un planteamiento completamente teórico, Kant afirmó que era lógico suponer la existencia de otros planetas y satélites orbitando alrededor de otras estrellas, y que debían existir otras «Vías Lácteas» separadas a distancias de un orden de magnitud comparable a su vasto tamaño. Según su razonamiento, estas galaxias o universos isla teóricos serían visibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue, sin que fuera posible distinguir las estrellas individuales dentro de ellas. Kant las identifica con ciertos tipos de nebulosas, que Pierre Louis Maupertuis describió como «pequeños lugares cuya luz es sólo un poco mayor que la oscuridad del espacio celestial, todas ellas con el aspecto de elipses más o menos abiertas, pero cuya luz es mucho más débil que cualquier otra que conozcamos en el cielo». Hacia el final del siglo XVIII, las galaxias no habían sido descubiertas. Charles Messier compiló un catálogo (catálogo Messier) que contenía 103 objetos astronómicos, que él denominó «nebulosas y cúmulos de estrellas». Más tarde William Herschel elaboró un catálogo que contenía unos 2500 «objetos del espacio profundo». En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio, con el cual consiguió distinguir las «nebulosas» elípticas de las circulares. Este telescopio permitía ver de manera parcial para poder distinguir en algunas de estas «nebulosas» fuentes puntuales individuales de luz, confirmando de manera parcial las anteriores conjeturas de Kant.
Clasificación estelar
Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.
Universo
Incluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones no responden a las tres formas anteriores, aunque tienen en común algunas características, como la de ser casi todas pequeñas y contener un gran porcentaje de materia interestelar. Se calcula que son irregulares alrededor del 5 % de las galaxias del universo.
Galaxia
Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el número significa lo ovalada que es la galaxia; así, E0 sería una forma de esfera y E7 de plato o disco. También se puede decir que el número indica su excentricidad multiplicada por 10.
Galaxia enana
En nuestro cúmulo de galaxias, el Grupo Local, se pueden encontrar muchas galaxias enanas. La mayoría orbitan a otras galaxias más grandes, por lo que se llaman galaxias satélite. Es el caso de las galaxias satélite de la galaxia de Andrómeda, Andrómeda I, II, III... La Vía Láctea y la galaxia del Triángulo también tienen este tipo de galaxias. Se estima que nuestra galaxia tiene alrededor de 20 galaxias satélite.
Stephenson 1
En la zona se aprecian al menos una docena de pequeñas galaxias de tipos espirales y globulares: su reducido tamaño y brillo dan fe de su gran distancia.
Galaxia anular
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. Ejemplos típicos de galaxias anulares son:
Grupo de galaxias
Los grupos son las estructuras más comunes de galaxias en el universo, que comprenden al menos el 50% de las galaxias en el universo local. Los grupos tienen un rango de masa entre las galaxias elípticas muy grandes y los cúmulos de galaxias. En el universo local, aproximadamente la mitad de los grupos exhiben emisiones difusas de rayos X de sus medios intragrupos. Los que emiten rayos X parecen tener galaxias de tipo temprano como miembros. Las emisiones difusas de rayos X provienen de zonas dentro del 10-50% interno del radio virial de los grupos, generalmente 50-500 kpc (Kiloparsec).
Galaxia anémica
Además de las dos mencionadas, otros dos excelentes ejemplos de esta clase de galaxias son también M58 o M91, pertenecientes al Cúmulo de Virgo, aunque bastantes otras galaxias espirales de dicho cúmulo también sufren de mayor o menor deficiencia de gas y formación estelar.
Estrella
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90 % para estrellas masivas y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja. Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación ha sido cuestionada al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.
Galaxia elíptica
Una galaxia elíptica es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble caracterizada por tener una forma aproximadamente elipsoidal y apenas rasgos distintivos, careciendo por ejemplo de los brazos espirales que caracterizan a las galaxias homónimas.
Clasificación morfológica de las galaxias
La clasificación morfológica de las galaxias es un sistema utilizado por los astrónomos para dividir las galaxias en grupos según su apariencia visual. Hay varios esquemas en uso por los cuales las galaxias pueden ser clasificadas de acuerdo a sus morfologías, siendo la más famosa la secuencia de Hubble, ideada por Edwin Hubble y luego expandida por Gérard de Vaucouleurs y Allan Sandage.
Galaxia
Del total de galaxias observadas hasta la fecha solo un 4.7 % de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.
Grupo NGC 4038
El Grupo NGC 4038 es un grupo de galaxias en la constelación Corvus y en la Constelación Crater. Este grupo puede contener entre 13 y 27 galaxias. Las galaxias más reconocidas del grupo son las galaxias Antennae, (NGC 4038 y NGC 4039) que están en pleno proceso de colisión.
Atlas de galaxias peculiares
Esta es otra categoría en que la mayoría de los objetos son galaxias en interacción.Como se puede comprobar por el nombre de la categoría, las galaxias espirales parecen distorsionadas. Arp originariamente las describió como algunas de las galaxias elípticas como repelidoras.
Galaxia espiral floculenta
Se calcula que un 30 % de las galaxias espirales son de este tipo, mientras que un 10 % son del tipo "gran diseño", y el resto (60 %) tienen varios brazos espirales;. estas últimas a veces son incluidas dentro de las galaxias floculentas.
Galaxia irregular
Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral, lenticular ni elíptica. Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mayor.
Blazar
Los blazars no constituyen un grupo homogéneo. Se dividen en dos grupos:El nombre de "blazar" fue acuñado originalmente en 1978 por el astrónomo Edward Spiegel para indicar la combinación de estas dos clases. Algunos de estos objetos pueden ser "blazares intermedios", con propiedades de ambos. El cuadro generalmente aceptado de estos cuasares "OVV" es que son intrínsecamente potentes radio galaxias, mientras que los objetos "BL Lac" son básicamente galaxias de fuentes de radio débil. En los dos casos son galaxias gigantes elípticas.  Los modelos alternativos, por ejemplo las "microlentes gravitacionales", pueden explicar algunos blazars con propiedades distintas a las generales.
Galaxia espiral floculenta
NGC 2841 suele ser considerada el prototipo de esta clase de galaxias; otros ejemplos notables son M31 M63, NGC 3521, y NGC 4414.
Galaxia espiral magallánica
Las clases Sm e Im son galaxias irregulares, con algunas estructuras (tipo Irr-1). Las Sm suelen ser bastante asimétricas. dSm son galaxias enanas espirales, pero también pueden ser irregulares.
Galaxia
El proceso detallado por el cual se formaron las primeras galaxias es una cuestión abierta en astrofísica. Las teorías se pueden dividir en dos categorías: de arriba abajo y de abajo arriba. En las teorías de arriba abajo, como el modelo ELS (de Eggen, Lynden-Bell y Sandage), las protogalaxias se forman en un colapso simultáneo a gran escala durante aproximadamente cien millones de años. En las teorías de abajo arriba, como el modelo SZ (de Searle y Zinn), se forman primero pequeñas estructuras parecidas a cúmulos globulares y, después, varios de estos objetos se unen para formar un galaxia más grande.
Atlas de galaxias peculiares
Debido a que en la época que apareció el catálogo no se conocían bien los procesos que causaban las diferentes formas, las galaxias del atlas están clasificadas según su apariencia. Los objetos del 1 al 102 son galaxias espirales peculiares o galaxias espirales que aparentemente tienen pequeñas compañeras. Los objetos del 102 al 145 son galaxias elípticas o semejantes. Los objetos del 146 al 268 son galaxias individuales o grupos de galaxias que no tienen forma espiral ni elíptica. Los objetos del 369 al 327 son galaxias dobles. Finalmente, los objetos que no estaban en ninguna de las categorías anteriores se los clasificó del 332 al 338. La mayoría de los objetos son más conocidos por otras designaciones, aunque algunas se conocen por la clasificación de Arp (ejemplo:Arp 220).
Grupo de galaxias
Los grupos de galaxias son el ejemplo más pequeño de galaxias. Por lo general, no contienen más de 50 galaxias en un diámetro de 1 a 2 megaparsecs (Mpc). Su masa es de aproximadamente 10 masas solares (M). La propagación de las velocidades para las galaxias individuales es de aproximadamente 150km/s. Sin embargo, esta definición debe usarse sólo como una guía, ya que los sistemas de galaxias más grandes y masivos a veces se clasifican como grupos de galaxias.
Galaxia
Las galaxias lenticulares constituyen un grupo de transición entre las galaxias elípticas y las espirales, y se dividen en tres subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco, una condensación central muy importante y una envoltura extensa.
Galaxia espiral magallánica
La siguiente lista no indica ejemplos, pero sí los tipos de espirales magallánicas enanas:Una lista más ampliada de los ejemplos de cada tipo. Excepto las Nubes de Magallanes, las demás galaxias son del Nuevo Catálogo General
Galaxia
Las galaxias más grandes son gigantes elípticas. Se cree que la mayoría de las galaxias elípticas son el resultado de la colisión y fusión de galaxias. Estas pueden alcanzar tamaños enormes y con frecuencia se las encuentra en conglomerados mayores de galaxias, cerca del núcleo.
Grupo de galaxias
Un grupo de galaxias es una agregación de galaxias que comprende aproximadamente 50 o menos miembros unidos gravitacionalmente, cada uno al menos tan luminoso como la Vía Láctea, (aproximadamente 10 veces la luminosidad de nuestro sol), las colecciones de galaxias más grandes en primer orden se llaman cúmulos de galaxias. Los grupos y cúmulos de galaxias pueden agruparse en supercúmulos de galaxias.
Galaxia cD
Las galaxias cD son usadas para definir cúmulos de galaxias; un cúmulo de galaxias con una galaxia cD en su centro es denominado "cúmulo cD", ó "Cúmulo de galaxia de tipo cD", ó "Cúmulo de galaxias de tipo cD".
Universo
Es un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la presencia de una barra central de la que típicamente parten dos brazos espirales. Este tipo de galaxias constituyen una fracción importante del total de galaxias espirales. La Vía Láctea es una galaxia espiral barrada.
Galaxia
Según estudios publicados en 2016, se estima que existen al menos 2 billones (2 millones de millones) de galaxias en el universo observable, esto es, diez veces más de lo que se creía anteriormente. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. Muchas de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.
Atlas de galaxias peculiares
Esta galaxia contiene galaxias espirales con brazos divididos en dos partes separadas
Galaxia espiral floculenta
Una galaxia espiral floculenta es un tipo de galaxia espiral en la cual la estructura espiral está formada por multitud de segmentos de brazos espirales en vez de los brazos espirales continuos y bien definidos que se pueden encontrar en las galaxias espirales de gran diseño.
Leo (constelación)
Por el contrario, M95, M96 y M105 forman parte de la agrupación galáctica M96,uno de los muchos grupos de galaxias dentro del Supercúmulo de Virgo. M96 posee igual masa y tamaño que la Vía Láctea, si bien es una galaxia muy asimétrica: su gas y polvo se distribuyen de manera desigual a lo largo de sus brazos espirales, mientras que su núcleo no está exactamente en el centro galáctico. En cuanto a M105, estudios realizados con el telescopio espacial Hubble de su región central, han revelado que esta galaxia elíptica contiene un objeto central masivo de aproximadamente 50 millones de masas solares. Otro miembro de este grupo es NGC 3384, también una galaxia elíptica en cuya región central el 80% de las estrellas son de población II con una edad superior a 1000 millones de años.
Galaxia anular polar
Las galaxias de anillo polar más conocidas son las S0s (lenticulares), pero desde el punto de vista físico son parte de una categoría más amplia de galaxias, incluyendo varias galaxias elípticas.