Галактики поділяють на:

• кулясті еліптичні галактики;

• дискові спіральні галактики;

• галактики з перемичкою (баром);

• карликові;

• неправильні і т. д.

• Тип галактик (E0-E7) являє собою галактики з еліптичної структурою і характеризуються чіткою симетрією розташування зір при відсутності спостережуваного ядра. Наявна в назві цифра показує ступінь ексцентриситету: галактики E0 мають правильну кулясту форму, зі зростанням величини збільшується ступінь сплюснутості. Це число є показником спостережуваної форми галактики (у проекції на досліджувану площину), а не справжньої її форми (у просторі), що часто заважає визначенню морфології.

• Тип галактик (S0) являє собою галактики з лінзоподібною структурою, що мають форму диска з чітко окресленою центральною опуклістю (балджем), однак у них не спостерігаються спіральні рукави.

• Типи галактик (Sa, Sb, Sc) являє собою галактики зі спіральною структурою, що мають в своєму складі Балдж і зовнішній диск e поєднанні з рукавами. Літера визначає ступінь щільності розташування рукавів. У випадку з галактиками, які мають спіральну структуру, розмір їх балджа і товщина рукавів зменшуються «зліва направо», а концентрація пилу при цьому підвищується.

• Тип галактик (SBa, SBb, SBc) являє собою галактики зі спіральною структурою і баром. У структурі галактик такого виду можна спостерігати яскравий бар, який перетинає балдж та з'єднує його з рукавами, що розходяться.

• Тип галактик (Irr) являє собою галактики неправильної форми, які не підпадають ні під який з існуючих класів. Галактики виду IrrI мають залишки спіральної структури, а види галактик IrrII демонструють абсолютно неправильну форму. Прикладом неправильної галактики є M82.

• Тип галактик (d) являє собою карликові галактики. Це маленькі за розмірами галактики, які складаються з декількох мільярдів зір (така кількість зір є дуже малою в порівнянні з нашою Галактикою, яка налічує від двохсот до чотирьохсот мільярдів зір). До карликових відносять галактики зі світністю 10⁹ L_☉ або -16^m абсолютної зоряної величини (це приблизно в сто разів менше яскравості Чумацького Шляху).

Якщо середня відстань між галактиками стає порівняною з їх діаметром, то істотними стають припливні впливи галактик. Якщо відстань велика (порівняно з розмірами галактик), але також великий і час прольоту двох галактик поблизу одна одної, то масивніша галактика може перетягнути міжгалактичний газ, що оточує сусідню галактику, тим самим позбавивши її джерел поповнення внутрішніх запасів міжзоряного газу, що бере участь при формуванні зір.

Якщо відстань є меншою, є можливість того, що більш масивний компонент разом з міжгалактичним газом перетягне на себе й темне гало галактики, залишивши її фактично без темної матерії. Особливо часто таке трапляється у разі великої різниці в масах галактик. Також якщо відстань невелика, як невеликий і час взаємодії, то в галактиках виникне періодична зміна густини газу, що слугуватиме причиною спалаху зореутворення і появи спіральних гілок.

Граничний випадок взаємодії — це злиття галактик. За сучасними уявленнями, спочатку зливаються темні гало галактик. Потім галактики починають наближатися одна до одної по спіралі. І тільки потім починають зливатися зоряні компоненти, викликаючи в навколишньому газі хвилі щільності й спалахи зореутворення.

Орбітальний телескоп «Габбл» у 2006 році сфотографував взаємодіючі галактики, дві з яких завдяки гравітаційному впливу розривають третю на частини (сузір'я Південної Риби, на відстані 100 мільйонів світлових років від Землі).

Зіткнення галактик є досить поширеним явищем у Всесвіті. У результаті аналізу 21 902 галактик (повідомлення початку 2009 року) було з'ясовано, що практично всі вони в минулому зіштовхувалися з іншими галактиками. Також підтверджується припущення, що близько 2 мільярдів років тому відбулося зіткнення Чумацького Шляху з іншою галактикою.

Радіогалактика — тип галактик, які характерні суттєво більшим радіовипромінюванням, ніж звичайні галактики. Радіовипромінювання «найяскравіших» радіогалактик перевищує їх оптичну світність у тисячу разів. Радіовипромінювальні зони мають різну морфологічну структуру:

• компактне ядро розміром кілька парсек, що збігається з оптичним центром батьківської галактики;

• протяжні радіопорожнини, розташовані з протилежних боків батьківської галактики та віддалені від неї на кілька мегапарсек;

• джети, які поєднують ядро та радіопорожнини;

Квазари, які раніше виділялися в окремий тип об'єктів, зараз вважаються ядрами активних і далеких галактик. Відповідно, радіо-гучні квазари також відносяться до радіогалактик.

Станом на 2019 рік відомо кілька мільйонів радіогалактик.

Зазвичай радіогалактиками є великі еліптичні галактики типу E, а також галактики типів D, DE, cD, рідше N.

Квазари — позагалактичні об'єкти, які мають зореподібні зображення й потужні емісійні лінії з великим червоним зміщенням у спектрі.

Квазари було виявлено 1963 року як джерела радіовипромінювання з дуже малими кутовими розмірами (менше за 10"). Потім вони були ототожнені з тьмяними оптичними об'єктами зоряної величини 16-18^m. Згодом було виявлено джерела, які за оптичними характеристиками від квазарів не відрізнялися, проте не мали радіовипромінювання. Сьогодні квазарами називають обидва типи об'єктів: перші — радіоголосними (або радіоактивними), а інші — радіотихими (або радіоспокійними). Радіоголосні квазари становлять декілька відсотків загальної кількості квазарів.

У спектрах багатьох квазарів, крім емісійних ліній, є одна або декілька систем ліній поглинання, червоні зміщення яких менші, ніж зсув емісійних ліній. Ці лінії поглинання формуються на шляху між квазарами й спостерігачем. Квазари мають найвищу світність серед усіх об'єктів Всесвіту, наприклад, потужність випромінювання квазарів S5 0014+81 в оптичному діапазоні перевищує 5×10¹⁴L_☉. Висока світність квазарів дає змогу спостерігати їх на дуже великих відстанях. Виявлено квазари з червоним зсувом z>4.

Квазари виявляють змінність у широкому часовому діапазоні — від кількох днів до кількох років. Амплітуда змінності в фільтрі В зазвичай 0,5 — 1,5^m, хоча в деяких квазарів вона не перевищує 0,1^m. Проте є група оптично змінних квазарів, зміни блиску яких досягають 6,0^m. Оптично змінні квазари часто об'єднують з лацертидами в один клас — блазари. Квазари належать до галактик з активними ядрами. Більшість із них пов'язана зі спіральними галактиками. За природою квазари, напевне, близькі до галактик сейфертівських, до яких вони примикають з боку високих світностей.

На початку XXI ст. встановлено, що квазари — це галактики, які мають в центрі надмасивні чорні діри.