Δακτυλιοειδείς γαλαξίες ονομάζονται οι γαλαξίες που έχουν εμφάνιση κυκλικού δακτυλίου. Ως παράδειγμα αναφέρεται συνήθως ο Γαλαξίας του Χόαγκ, ο οποίος ανακαλύφθηκε από τον Άρθουρ Χόαγκ το 1950. Ορισμένοι αστρονόμοι πιστεύουν ότι οι δακτυλιοειδείς γαλαξίες σχηματίζονται όταν ένας μικρότερος γαλαξίας περάσει δια του κέντρου ενός μεγαλύτερου. Επειδή οι αστέρες που αποτελούν τους γαλαξίες βρίσκονται σε τεράστιες αποστάσεις ο ένας από τον άλλο σε σχέση με τις διαστάσεις τους, αυτή η «σύγκρουση» σπάνια περιλαμβάνει συγκρούσεις αστέρων ή άλλων σωμάτων μεταξύ τους. Ωστόσο, η βαρυτική αναστάτωση που προκαλεί ένα τέτοιο γεγονός μπορεί να προκαλέσει κύμα δημιουργίας νέων άστρων που κινούνται μέσα από τον μεγαλύτερο γαλαξία. Μία άλλη άποψη είναι ότι οι δακτύλιοι δημιουργούνται γύρω από κάποιους γαλαξίες όταν συμβαίνει εξωτερική προσαύξηση, οπότε το κύμα δημιουργίας νέων αστέρων προκαλείται από τη συμπίεση του προστιθέμενου διαστρικού αερίου.

Τέλος αναφέρονται οι ακανόνιστοι ή ανώμαλοι γαλαξίες, εκ του γεγονότος ότι παρουσιάζουν σχήμα ακανόνιστο ή δεν ανήκουν στις παραπάνω μορφολογίες. Είναι ως επί το πλείστον μικρότεροι σε σύγκριση με τους σπειροειδείς και τους ελλειπτικούς. Στους περισσότερους ανώμαλους γαλαξίες παρατηρείται σχηματισμός αστέρων που οφείλεται στην υψηλή περιεκτικότητα τους σε αέριο. Νεαρά άστρα και λαμπρές περιοχές μεσοαστρικού αερίου κυριαρχούν σε αυτούς τους γαλαξίες. Συμβολίζονται με τα γράμματα Ιrr (Irregular = ανώμαλος) και αντιπροσωπεύουν το 3% του συνόλου των γαλαξιών^{[εκκρεμεί παραπομπή]}. Οι ανώμαλοι χωρίζονται στους ακόλουθους δυο τύπους. Οι Irr I χαρακτηρίζονται από υψηλή περιεκτικότητα σε αέριο και αστρογένεση και εάν η δομή τους παρουσιάζει κοινά γνωρίσματα με αυτήν των Μαγγελανικών Νεφών, υποδιαιρούνται σε Im. Οι Irr II παρουσιάζουν ασυνήθιστη μορφή, δεν επιδέχονται ταξινόμηση και σε ορισμένες περιπτώσεις αποτελούν μέλη αλληλεπιδρώντων γαλαξιών ή εντοπίζονται σε συστήματα συγχώνευσης γαλαξιών.

Ως σπειροειδείς γαλαξίες ορίζονται οι περισσότεροι των γαλαξιών, από τη σπειροειδή όψη που παρουσιάζουν. Απαντάται και σε αυτούς ο πυρήνας, που όμως μπορεί να μοιάζει με ελλειπτικό σχήμα ή και με επιμήκη ράβδο. Και στις δύο αυτές περιπτώσεις, από τα άκρα του ραβδωτού ή ελλειψοειδή πυρήνα εκφύονται βραχίονες που ελίσσονται σπειροειδώς περί τον πυρήνα, εξ ού και σπειροειδείς. Το πλήθος αυτών των γαλαξιών αντιπροσωπεύει το 80% του συνόλου των γνωστών γαλαξιών^[]. Ανάλογα με το τύπο του πυρήνα ονομάζονται κανονικοί σπειροειδείς και συμβολίζονται με το γράμμα S, ενώ αν ο πυρήνας είναι ραβδωτός ονομάζονται ραβδωτοί σπειροειδείς και συμβολίζονται με το ζεύγος των γραμμάτων SB (Β = Bar = Ράβδος). Οι S αντιπροσωπεύουν τα 2/3 του συνόλου των σπειροειδών, ενώ οι SB το 1/3 των σπειροειδών γαλαξιών.

Ο Γαλαξίας μας είναι ένας μεγάλος ραβδωτός σπειροειδής γαλαξίας με δίσκο.^[13] με διάμετρο 30 κιλοπαρσέκ και πλάτος 1. Περιέχει 200 δισεκατομμύρια άστρα και ενδεχομένως έως και 400 δισεκατομμύρια. Επίσης, έχει συνολική μάζα 600 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή.

Ελλειπτικοί ονομάζονται οι γαλαξίες που αποτελούν ένα τεράστιο σφαιρικό συνονθύλευμα κυρίως ηλικιωμένων αστέρων σε ένα σχεδόν ελλειπτικό σχήμα, με μια λεία, χωρίς έντονα χαρακτηριστικά, υφή. Αυτό καθώς δεν έχουν μεγάλες ποσότητες διαστρικής ύλης και νεφελωμάτων σε αντίθεση με τους σπειροειδείς γαλαξίες. Κυμαίνονται σε σχήμα από σχεδόν σφαιρικό έως ιδιαίτερα πεπλατυσμένο και σε μέγεθος από εκατοντάδες εκατομμύρια σε πάνω από ένα τρισεκατομμύριο άστρα.

Οι ελλειπτικοί γαλαξίες είναι ένας από τις τρεις κύριες τάξεις γαλαξιών, όπως αρχικά περιγράφτηκαν από τον Έντγουιν Χαμπλ το 1936 στην δουλειά του “The Realm of the Nebulae”, μαζί με τους σπειροειδείς γαλαξίες και τους φακοειδείς γαλαξίες.

Οι περισσότεροι ελλειπτικοί γαλαξίες αποτελούνται από γηραιότερα, μικρής μάζας άστρα, με ένα λεπτό διαστρικό ενδιάμεσο και ελάχιστη αστρογόνο δραστηριότητα. Περιβάλλονται από ένα μεγάλο αριθμό σφαιρικών σμηνών. Οι ελλειπτικοί γαλαξίες πιστεύεται ότι αποτελούν περίπου το 10–15% των γαλαξιών του τοπικού Σύμπαντος αλλά δεν είναι ο κυρίαρχος τύπος γαλαξία στο σύμπαν συνολικά. Είναι συνήθως κοντά στο κέντρο των σμήνων γαλαξιών και είναι λιγότερο κοινοί στο πρώιμο Σύμπαν.