Maffei 1 Kümesi, Yerel Küme'ye en yakın gökada grubudur. Muhtemelen bir zamanlar Yerel Küme'nin bir parçasıydı fakat Andromeda gökadası ile olan şiddetli karşılaşması sonucunda dışarı atılmıştır. Baskın üyesi sarmal gökada IC 342'dir, fakat dev eliptik gökada Maffei 1'in ardından adlandırılmıştır. Maffei 1, Maffei 2 ile beraber kızılötesi tabakalarla 1968'de İtalyan gök bilimci Paolo Maffei (1926-) keşfedilmişlerdir. Her iki gökada da galaktik ekvatorda Koltuk takımyıldızında kaçınma bölgesinde yer alırlar ve toz ve gazdan oluşmuş görünen dalga boylarında zor tanınırlar.
Messier 32 veya NGC 221, Andromeda takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 2,5 MIy uzaklıkta bulunan bir cüce eliptik gökadadır. Guillaume Le Gentil tarafından 23 Ocak 1874 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 168 olarak "Dağınık karşı kuyruklara sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. Meşhur Andromeda Gökadası'nın bir uydusudur.
NGC 1569, Zürafa takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 10,95 MIy (3,36 Mpc)uzaklıkta bulunan bir cüce düzensiz gökadadır. William Herschel tarafından 4 Kasım 1788 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 210 olarak "Düzensizliklere, emilime ve çözülüme sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. Her ne kadar amatör gök bilimcilerin pek ilgisini çekmese de, uzmanlar tarafından yıldızların oluşumları ile ilgili olarak yoğun bir biçimde incelenmektedir. Gökadanın uzaklığı önceleri 7,82 MIy (2,4 Mpc) olarak tahmin edilmekteydi. Ancak 2008 yılında Hubble'ın görüntülerini inceleyen bilim insanları, gökadanın uzaklığını yaklaşık 11 milyon ışık yılı olarak hesapladılar. Böylece gökadanın, IC 342/Maffei 1 Kümesi'nin bir üyesi olduğu gösterildi.
Aşağıda dikkate değer gökadaların bir listesi bulunmaktadır.
Başak Süperkümesi veya Yerel Süperküme, Samanyolu ve Andromeda gökadaları ile diğerlerini de içeren Başak Kümesi ve Yerel Grup'u barındıran süperkümedir. Çapı yaklaşık 33 megaparsek olan bu süperkümede en az 100 adet gökada grubu ve kümesi bulunmaktadır. Gözlemlenebilir evrendeki yaklaşık 10 milyon süperkümeden biri olan Başak Süperkümesi, Balıklar-Balina Süperküme Kompleksi adı verilen bir gökada iplikçiği içinde yer alır.
NGC 4631, Av köpekleri takımyıldızında yaklaşık olarak 38,81 MIy (11,9 Mpc) uzaklıkta bulunan ve kenardan görünen bir çubuklu sarmal gökadadır. William Herschel tarafından 20 Mart 1787 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve yakınındaki NGC 4627 ile birlikte "çift ve çoklu gökadalar" kategorisi altında "çekilen ve düşen gökadalar" olarak Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. Gökada, hafifçe bozulmuş şeklinin balinayı andırması nedeniyle Balina Gökadası olarak adlandırılır.
Süperkümeler küçük gökada kümelerinden ve gökada gruplarından oluşan büyük kümeler olup Evren'de şimdilik gözlemlenebilen en büyük yapı birimleridir. Süperkümelerin varlığı gökadaların Evren'de tek biçimli dağılmamış olduğunu gösterir.
Bir gökada kümesinde bulunan gökadalar arasındaki etkileşimler nispeten sıklık göstermekte olup, evrimlerinde önemli bir rol oynarlar. Etkileşime geçmiş iki gökada çarpışmasa da “gelgit etkileşimleri”nden dolayı hem birtakım eğrilip bükülme deformasyonlarına uğrar, hem de aralarında bir miktar gaz ve toz alışverişi olur. İki gökada arasında çarpışma, birbirlerinin tam üzerine geldikleri ve birleşmelerine imkân tanımayacak ölçüde bir devim niceliğine sahip oldukları zaman meydana gelir. Bu denli etkileşime girmiş gökadalardaki yıldızlar, birbirleriyle çarpışmadan, birbirlerinin arasından geçerler. Bununla birlikte gaz ve tozları etkileşime geçerler. Bu da, yıldızlararası ortamın bozulup ve parçalanıp sıkışmış hale gelmesiyle "yıldız doğumları"nın patlak vermesine neden olur. Gökadaların çarpışması birinde ya da her ikisinde ciddi anlamda, çubuk, halka veya kuyruk benzeri eğilip bükülme bozulmalarına yol açar.
Pergel Gökadası, Pergel takımyıldızında yer alan bir çubuksuz sarmal Seyfert gökadasıdır. Gökada düzleminin 4 derece altında bulunur ve yaklaşık 26,05 MIy (7,99 Mpc) uzaklığıyla Samanyolu'na en yakın büyük gökadalardan birisidir.
Gökadaların ortaya çıkma ve evrimlerinin incelenmesi bir bakıma gökadaların nasıl meydana geldikleri ve evren tarihinde nasıl bir evrim yolu izledikleri sorularının yanıtlanması girişimleridir. Bu alandaki bazı teoriler geniş ölçüde kabul görmekle birlikte, bu alan astrofizikte hâlen ilerlemeler bekleyen etkin bir alandır.
Merceksi gökada, biçimsel gökada sınıflandırma şemalarında eliptik (E) ve sarmal gökada (S) arasında yer alan bir gökada türüdür. Büyük ölçekli bir disk içermesine karşın, büyük ölçekli sarmal kollara sahip değildir. Merceksi gökadalar, yıldızlararası maddelerinin çoğunu tüketmiş veya kaybetmiş ve bu nedenle devam eden çok az yıldız oluşumuna sahip disk gökadalarıdır. Buna rağmen, disklerinde önemli miktarda toz barındırabilirler. Sonuç olarak, tıpkı eliptik gökadalar gibi çoğunlukla yaşlı yıldızlardan oluşurlar. Merceksi ve eliptik gökadalar morfolojik farklılıklarına rağmen spektral özellikler ve ölçekleme ilişkileri gibi ortak bazı özellikleri paylaşırlar. Her ikisi de, en azından evrenin yerel kısmında, pasif olarak evrimleşen erken tip gökadalar olarak kabul edilebilir. "E" gökadaları ile "S0" gökadalarını morfolojik olarak birbirine bağlayan, orta ölçekli disklere sahip "ES" gökadalarıdır.
NGC 2782, Vaşak takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 122,96 MIy (37,7 Mpc)uzaklıkta bulunan bir ara sarmal gökadadır. William Herschel tarafından 18 Mart 1787 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 215 olarak "Bitişik düğümlere sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. NGC 2782, büyük bir sarmal gökada ile çok daha küçük bir gökadanın çarpışması sonucu oluşmuş; aktif bir çekirdeğe sahip, yıldız patlama (starburst) ve tip 1 Seyfert gökadasıdır.
Galaktik astronomi, esas olarak gökadamız Samanyolu'nu ve içerdiği her şeyi inceleyen bir astronomi dalıdır. Bu, diğer tüm gökadalar da dahil olmak üzere gökadamızın dışındaki her şeyin incelenmesi olan ekstragalaktik astronominin tersidir.
Samanyolu Galaksi'si gibi galaksilerin yerçekimsel alanına maruz kalan cisimlere etki eden gelgit dalgaları galaktik gelgit olarak bilinmektedir. Galaktik çarpışmalar, cüce galaksi ya da uydu galaksileri ve Samanyolu Galaksisi'nin Güneş Sistemimizde bulunan Oort bulutundaki gelgit etkisi yaratmaktadır.
LINER (Düşük iyonlu nükleer salım çizgi bölgesi), tayf salım çizgisi ile tanımlanan bir gökada çekirdeği türüdür. Tayflar karakteristik olarak; O, O+, N+ ve S+ gibi zayıf iyonize veya nötr atomlardan gelen salım çizgilerini içerir. Aksine, O++, Ne++ ve He+ gibi kuvvetli iyonize atomlardan gelen tayf salım çizgileriyse nispeten zayıftır. Gökada çekirdeği sınıflandırması ilk olarak Timothy Heckman tarafından 1980 yılında yayınlanan bir dizi makalenin üçüncüsünde tanımlandı.
Tip-cD gökada D tipi eliptik dev galaksinin bir alt türü olan morfolojik bir gökada sınıflandırmasıdır. Yıldızlardan oluşan büyük bir hale ile karakterize edilirler. En dikkat çeken cD tipi gökadalar, genellikle bireysel olarak veya çiftler halinde ortaya çıkar ve 1 milyon ışık yılını bulan yarıçaplarıyla muazzam boyutlara ulaştıkları zengin gökada kümelerinin merkezinde bulunabilirler. Ayrıca süper dev eliptikler veya merkezi baskın gökadalar olarak da bilinirler.
Bir disk gökadasının dönüş eğrisi 
, gökadadaki görünür yıldızlar veya gazın yörünge hızlarının, galaktik merkezden radyal mesafelerine göre oluşturulan bir grafiğidir. Sıklıkla grafiksel bir çizim şeklinde oluşturulur. Bir sarmal gökadanın her iki tarafından gözlemlenen veriler genellikle asimetriktir, böylece eğriyi oluşturmak için her iki taraftaki verilerin ortalaması alınır. Gözlemlenen deneysel eğriler ile bir gökadada gözlemlenen maddeye kütleçekim teorisi uygulanarak türetilen bir eğri arasında önemli bir tutarsızlık vardır. Karanlık maddeyi içeren teoriler, bu çelişkiyi açıklamak için öne sürülen ana çözümlerdir.
Galaktik sırt, Samanyolu'nun galaktik düzlemi ile çakışan iç gökada bölgesidir. Dünya'dan, 'toz şeritleri' ile kesilmiş bir yıldızlar kuşağı olarak görülebilir. Bu 'toz şeritlerinde', gaz halindeki galaktik diskin tozu, arka plandaki yıldızların görünür ışığını engeller. Bu nedenle, Samanyolu'nun en ilginç özelliklerinin birçoğu sadece X-ışınlarında görülebilir. Samanyolu'nu dolduran noktasal X-ışını kaynaklarının yanı sıra, galaktik düzlemde yoğunlaşmış, görünüşte dağınık bir X-ışını emisyonu da gözlemlenmektedir. Buna galaktik sırt X-ışını emisyonu (GRXE) denir. Bu emisyonlar, Diana Worrall ve çalışma arkadaşları tarafından 1982 yılında keşfedilmiş ve o zamandan beri bu emisyonların kökeni dünya çapında astrofizikçileri şaşırtmıştır.
Yüksek hızlı bulutlar, Samanyolu ve diğer gökadaların galaktik halesi boyunca bulunan büyük gaz topluluklarıdır. Yerel durgunluk standardı (LSR) sistemine göre kitlesel hareketleri saatte 200.000 kilometreyi aşan hızlarda ölçülmüştür. Bu gaz bulutları, Güneş kütlesinin milyonlarca katı kütleye sahip olabilir ve gökyüzünün geniş bir kısmını kaplayabilirler.
Sıcak, tozla gizlenmiş gökada, nadir görülen bir kuasar türüdür. Bu tür gökadaların merkezindeki kara delik, muazzam miktarda radyasyon yayar ve bu radyasyon, gökadanın içine çekilen toz ve gazı ısıtarak Samanyolu'ndan yaklaşık 1000 kat daha fazla oranda kızılötesi ışık üretir. Bu da onları evrendeki en parlak gökadalardan biri yapar. Bununla birlikte, çevreleyen tozun yoğunluğu o kadar yüksektir ki bu ışığın çoğu gizlenir. Ortalama sıcaklıkları 60 ila 120 K arasındadır ve bu da ortalama bir gökadanın 30 ila 40 K olan sıcaklığından belirgin şekilde daha yüksektir. Ayrıca, bu gökadalar galaktik kütlelerinin çok daha büyük bir kısmını merkezlerindeki kara delikte yoğunlaştırmış gibi görünmektedir ve bu durum, normal gökadalarda gözlemlenenden farklıdır.