Түрлерге бөлудің белгісі ретінде шығарылатын сәулелену алынса, галактикалар қалыптыларға және радиогалактикаларға бөлінеді. Жалпы айтқанда, галактикалардың көбісі тек оптикалық сәулеленуді емес, оған қоса радиосәулеленуді де шығарады. Бірақ қалыпты галактикалардың радиоаралықтағы қуаты оптикалық аралықтағы қуатынан әлде-қайда аз болады, ал радиогалактикалардың радиожарқырауы оптикалық жарқырауымен саластырмалы, не одан едәуір көп болады. Мысалы Аққу шоқжұлдыздағы Аққу А қос радиогалактика оптикалық аралықта әлсіз көз түрінде көрінеді, ал радиоаралықта ол өте қуатты, жарық көз ретінде бақыланады. Мұндай галактикалардың радиосәулеленуі жылулық емес, синхротронды болып табылады. Яғни ол магнит өрістерінде жоғары жылдамдықтармен қозғалып жатқан зарядталған бөлшектермен шығарылады.
Галактикалардың тағы бір түрі – сейферттік галактикалар. Олар центрінде бұрыштық өлшемі өте аз, ал жарықтылығы жоғары жылулық емес айнымалы сәулеленуді шығаратын көз бақыланады (атап айтсақ, көз өлшемі жарық бірнеше күн – бірнеше ай ішінде өтетін қашықтықтай болады, ал сәулелену қуаты 1037 Вт дейін жетеді). Бұл сәулелену спектрінде қалыпты газдардың кең эмиссиялық сызықтар бақыланатындығы галактика ядросындағы газдың өте жоғары жылдамдықпен қозғалыстар болатынын көрсетеді (сызықтар Доплер эффектісіне байланысты кеңейеді).
Радио- және сейферттік галактикалар ядролары белсенді галактикаларға жатады, олар қалыпты галактикалар санынан бірнеше пайызды алады. Олар ядроларының белсенділігі өте қарқынды жылулық емес радиосәулеленудің шығарылуы, қуаты 1057 эрг/с жететін жарылыстар болуы, массалары миллиондаған күн массасын құрайтын газ бұлттарының лақтырып шығарылуы, шығарылатын сәулеленудің өзгермелілігі арқылы білдіріледі. Ядролар қалыпты галактикалардың да ең белсенді және құпиялы бөлігі болып табылады. Ядролардың белесенділігін түсіндіретін 3 болжау бар.
1) Ядролар ішінде жас, тез дамитын жұлдыздардың тығыз шоғырлануы орналасады.
2) Ядроларда аса жұлдыз, яғни қалыпты жұлдызға ұқсас, бірақ массасы өте жоғары жұлдыз ораналасады.
3) Ядроларда аса ауыр қара құрдым орналасады. Онда жоғарыда айтылған құбылыстар қара құрдымның жұлдыздарды жұтуымен, заттың оған аккрециясымен себептелген болады. Соңғы уақытта бұл болжауды растайтын көптеген деректер табылды.
1963 жылы квазарлар деп аталған өлшемдері аз, ал шығарылатын энергия төтенше жоғары объекттер ашылды. Олардың өлшемдері біздің Галактикадан шамамен 104-105 есе аз, ал жарқырауы шамамен 104 есе көп. Жарқырауы аса жоғары болғандықтан, квазарлар бақылана алатын ең алыс объектілер болып табылады: оларға дейінгі қашықтық - 1-10 млрд жарық жыл, яғни біз квазарларды жас кездерінде, 10 млрд жыл бұрын болған күйінде көреміз. Мұндай аса қарқынды сәулеленуді тудырып, ұзақ уақыт ішінде ұстап тұру үшін қажетті энергияны қандай құбылыс қамсыздыра алатыны әзірше толығымен белгісіз. Квазарлар эволюциясының аса белсенді кезеңіндегі галактикалардың ядролары болуына көрсететін деректер бар.
13.Шар тәрізді жұлдыздар шоғырларын сипаттаңыз.
Шар тəрізді шоғырланулар өздеріне бірнеше мыннан жүздеген мынға дейін жұлдызды кіргізеді, олар сфералыққа жуық көлемді толтырады, жəне жұлдыздар концентрациясы шоғырлану центрінен шеттеріне қарай тез азаяды (бай шар тəрізді шоғырланулардың центрлік аймақтарындағы жұлдыздар концентрациясы ондаған мын жұлдыз 1 пк3 ішіндеге дейін жетеді (салыстыру үшін, Күн маңайындағы концентрация 0,13 жұлдыз 1 пк3 ішінде)). Шар тəрізді шоғырланулардың массалары 104-106 МКүн құрайды, сипатты өлшемдері 20-60 пк аралығында жатады. Галактикада бұл шоғырланулар біртексіз орналасқан: олар галактика центріне қарай айтарлықтай қоюланып, оны қоршайтын созылған галоны құрайды, ал олардың галактикалық жазықтыққа қоюлануы аз білінеді (Галактиканың құрылысы туралы толығырақ төменде қараңыз). Галактика центрі бойымен айналудың орбиталары өте созылған болып табылады, қозғалыс жылдамдықтары ~220 км/с құрайды, бір толық айналым 108-109 жыл ішінде жасалады. Шар тəрізді шоғырланулар жұлдыздарының атмосферасындағы ауыр элементтерінің мөлшері 20-30 есе айырылуы мүмкін, бірақ қашанда да Күндегіден көрі əлде-қайда (кейде 100 есе) аз болады. Жұлдыз аралық газ да өте аз болады. Біздің Галактикадағы шар тəрізді шоғырланулар оның ең кəрі мүшелеріне жатады – олардың жасы ~10 млрд жыл. Басқа галактикаларда жастау шар тəрізді шоғырланулар бар.
