GALAKTYKI to układy gwiazd i materii międzygwiazdowej (o masach 1038-10 42 kg), w obrębie których wzajemne oddziaływania grawitacyjne przewyższają znacznie oddziaływania z innymi galaktykami. Jedną z galaktyk jest Galaktyka. W niewielkich teleskopach galaktyki są widoczne jako mgliste plamki, stąd nazywano je dawniej mgławicami pozagalaktycznymi. Pod względem budowy i wyglądu zewnętrznego galaktyki dzieli się zwykle na: eliptyczne, spiralne i nieregularne.

Galaktyki eliptyczne (oznaczone symbolem E) składają się prawie wyłącznie z gwiazd populacji II i nie zawierają prawie materii międzygwiazdowej; najmniejsze galaktyki eliptyczne są prawdopodobnie obiektami zbliżonymi do międzygalaktycznych gromad kulistych (gwiazd gromady).

Galaktyki spiralne (symbol S) cechuje występowanie jasnych ramion spiralnych, będących zgęszczeniami gwiazd i gorących obłoków gazowych; zawierają gwiazdy różnych populacji, a gaz międzygwiazdowy stanowi kilka procent masy galaktyk; obracają się wokół osi prostop. do płaszczyzny ramion; w ich centrum wyróżnia się na ogół jaśniejsze jądro.

Galaktyki nieregularne (symbol I) odznaczają się nieregularną budową oraz znaczną obfitością materii międzygwiazdowej. Widma galaktyk (zarówno w promieniowaniu opt., jak i radiowym) wykazują przesunięcia ku falom dłuższym proporcjonalne do odległości; efekt ten nie tylko zmienia położenia linii widmowych, ale powoduje również zmianę barwy (tzw. poczerwienienie galaktyk). Interpretacja tego zjawiska, oparta na zjawisku Dopplera, prowadzi do wniosku, że w dostępnej dla obserwacji części Wszechświata zachodzi proces ucieczki galaktyk (tzw. ekspansja Wszechświata), która dla niezbyt odległych galaktyk odbywa się z prędkością v proporcjonalną do odległości r: v = H - r, gdzie wartość stałej H (zw. stałą Hubble'a) jest zawarta między 50 a 100 km/(s Ą Mpc); zjawisko to jest pomocne w wyznaczaniu odległości do galaktyk. Oprócz galaktyk normalnych istnieje wiele typów galaktyk osobliwych. Należą do nich galaktyki wysyłające silne promieniowanie radiowe (radiogalaktyki), galaktyki w jądrach których obserwuje się wybuchy. Szczególnym typem galaktyk są galaktyki Seyferta i galaktyki typu N, odznaczające się małymi, pozornie punktowymi jądrami, w których obserwuje się szybkie ruchy materii; części zewn. w galaktykach Seyferta nie różnią się od normalnych galaktyk spiralnych, natomiast w galaktykach typu N są niewidoczne. Galaktyki typu N są bardziej odległe niż galaktyki Seyferta, ale być może są to obiekty tego samego rodzaju, jedynie mające większą jasność; (absolutną), których części zewn. nie są widoczne. Widmo galaktyk Seyferta i typu N świadczy o istnieniu w jądrach tych ciał silnych pól magnetycznych. Podobne cechy promieniowania mają kwazary, najjaśniejsze i najodleglejsze spośród obserwowanych obiektów we Wszechświecie (dla jednego z nich zaobserwowano prędkość ucieczki równą aż 0,88 prędkości światła).

Gwiazdy magnetyczne, karły typów widmowych B, A i F mające silne pola magnet. o indukcji rzędu 0,1 tesli i większej; w ich atmosferach występują duże - w stosunku do Słońca - nadwyżki niektórych pierwiastków ciężkich; wykazują zmiany obserwowanych charakterystyk z okresem rotacji; wśród najchłodniejszych gwiazd magnetycznych wykryto regularne zmiany blasku o małej (rzędu 1% lub mniej) amplitudzie i krótkich (ok. 10 min) okresach, będące przypuszczalnie wynikiem pulsacji nieradialnych.

Gwiazdy neutronowe, gwiazdy o b. dużych gęstościach (ponad 1015 g/cm3), w których wnętrzach, wskutek oddziaływań między protonami i elektronami, doszło do przekształcenia się ich w neutrony, a przy gęstościach rzędu 1020 g/cm3 - do utworzenia się hiperonów; teoret. modele gwiazd neutronowych przewidują, iż ich promienie mogą zawierać się w granicach 10-100 km, a masy nie mogą przekraczać ok. 2 mas Słońca; z powodu dużej gęstości gwiazd neutronowych do opisu ich budowy należy stosować ogólną teorię względności; gwiazdy neutronowe są prawdopodobnie ostatnim etapem ewolucji gwiazd o masach większych od ok. 3 mas Słońca (po odrzuceniu przez nie części zewn.); przypuszcza się, że gwiazdami neutronowymi są odkryte 1967 pulsary.

Gwiazdy Wolfa-Rayeta [gwiazdy w. rejeta], gwiazdy o b. dużych temperaturach powierzchniowych (ok. 50 tys. K) i stosunkowo dużych jasnościach absolutnych (-2m do -4m), charakteryzujące się obecnością w widmie linii emisyjnych wodoru i helu oraz, niekiedy - węgla i azotu; mają rozległe atmosfery, z których następuje wypływ materii z dużymi prędkościami (ok. 2000 km/s). Prawdopodobnie gwiazdy te odpowiadają późnym stadiom ewolucji gwiazd masywnych, poprzedzającym stadium białego karła; pierwsze gwiazdy tego typu odkryli astronomowie fr.: Ch.J.E. Wolf i G.A.P. Rayet.

Gwiazdy zmienne, gwiazdy o zmiennej jasności; dzielą się na gwiazdy zaćmieniowe (gwiazdy podwójne) i gwiazdy zmienne fizycznie, w których zmiany blasku (i towarzyszące im zwykle zmiany innych cech gwiazdy) są wynikiem powierzchniowych lub wewn. procesów fiz.; do gwiazd zmiennych fizycznie zalicza się: gwiazdy wybuchowe (nowe, supernowe), gwiazdy pulsujące, gwiazdy rozbłyskowe, a także gwiazdy typu T Tauri, będące gwiazdami b. młodymi, w stadium kurczenia się (na diagramie Hertzsprunga-Russella przesuwają się na ciąg główny. Gwiazdy pulsujące, są gwiazdami zmiennymi, w których zmiany jasności są związane z okresowym pęcznieniem i kurczeniem się gwiazdy sferycznej (pulsacje radialne) lub okresową zmianą kształtu gwiazdy (pulsacje nieradialne). Najważniejsze typy gwiazd pulsujących radialnie to cefeidy, gwiazdy typu RR Lyrae i gwiazdy typu ? Scuti. Cefeidy klas. (typu ? Cephei) są to b. jasne nadolbrzymy typów widmowych F, G i K, zmieniające blask z okresami od ok. 1 do 100 dni i z amplitudą do 2 wielkości gwiazdowych; są gwiazdami skrajnej populacji I o masach powyżej 3 mas Słońca; ścisła zależność istniejąca między jasnościami absolutnymi cefeid i ich okresami zmian służy do wyznaczania odległości do układów gwiazdowych, w których się one znajdują. Charakterystyki obserwacyjne podobne do cefeid klas. mają cefeidy populacji II (typu W Virginis) o masach równych 0,5-0,8 masy Słońca. Gwiazdy pulsujące typu RR Lyrae są olbrzymami o masach równych 0,5-0,7 masy Słońca, typu widmowego A, o okresach zmian ok. 0,2-1 doby oraz amplitudach równych 0,5-2 wielkości gwiazdowych; wszystkie mają niemal jednakowe jasności absolutne (ok. 100 razy większe od Słońca), co pozwala na wykorzystanie ich do wyznaczania odległości, podobnie jak w przypadku cefeid; są gwiazdami skrajnej populacji II i często występują w gromadach kulistych. Gwiazdy pulsujące typu ? Scuti są gwiazdami ciągu gł. typu widmowego A, o okresach zmian ok. 0,55 h i amplitudach mniejszych niż 0,9 wielkości gwiazdowej; mają masy ok. 2 mas Słońca. Do gwiazd pulsujących radialnie należą też chłodne gwiazdy typu Mira Ceti - tzw. Miry, RV Tauri i R Coronae Borealis; wszystkie one mają długie (sięgające paru lat), nieregularne okresy zmian i znaczne amplitudy zmian blasku. Gwiazdy pulsujące nieradialnie to m.in. gwiazdy typu ß Cephei (albo ß Canis Maioris); są to podolbrzymy typu widmowego B z okresami zmian 2?8 h i amplitudami mniejszymi od 0,1 wielkości gwiazdowej; mają masy nieco mniejsze niż 10 mas Słońca i są zapewne w stadium ewolucyjnym tuż po wypaleniu wodoru w jądrze. Nieradialnie pulsują też niektóre gwiazdy magnetyczne i niektóre białe karły (typu ZZ Ceti); wszystkie one mają krótkie (rzędu minut) okresy i małe (mniej niż parę procent) amplitudy zmian. Gwiazdy rozbłyskowe są to gwiazdy zmienne typu UV Ceti, karły typów widmowych K i M, rozbłyskujące nieregularnie co pewien czas na ok. kilka minut, z amplitudami od paru setnych do kilku wielkości gwiazdowych; przypuszcza się, że gwiazdy rozbłyskowe są to młode, szybko rotujące i b. aktywne (słoneczna aktywność) gwiazdy o masach ok. 0,5 masy Słońca; obserwowane rozbłyski są zapewne zachodzącymi na znacznie większą skalę rozbłyskami chromosferyczo-koronalnymi.