Galaxia espiral
Los primeros estudios sobre la formación de los brazos espirales corresponden a Bertil Lindblad.
Puesto que la velocidad de rotación del disco galáctico varía con la distancia al centro de la galaxia, un brazo radial rápidamente se vería curvado al rotar la galaxia.
El brazo, tras unas pocas rotaciones, incrementaría la curvatura enrollándose cada vez más en la galaxia.
Supusieron que las estrellas se desplazan en órbitas ligeramente elípticas y que la orientación de sus órbitas está correlacionada, esto es, las órbitas elípticas varían su orientación, unas de otras, ligeramente con el incremento de la distancia al centro galáctico, tal como se observa en el diagrama.
Estas órbitas están más cercanas en algunas áreas presentando el efecto de parecer brazos.
Se han propuesto hipótesis alternativas que implican ondas de formación estelar desplazándose por la galaxia; las estrellas brillantes producidas en la formación estelar mueren rápidamente, dejando regiones más oscuras tras la onda y, por tanto, haciendo esta visible.
En cualquier caso, los brazos espirales contienen muchas estrellas jóvenes y azules (debido a la alta densidad de masa y a la elevada tasa de formación estelar), que hacen que los brazos sean tan brillantes.
Además, el bulbo de las galaxias Sa y SBa tiende a ser grande.
Se cree que muchos bultos albergan un agujero negro supermasivo en sus centros.
En nuestra propia galaxia, por ejemplo, se cree que el objeto llamado Sagitario A* es un agujero negro supermasivo.
El movimiento de las estrellas del halo las hace atravesar el disco en ocasiones, y se cree que varias pequeñas enanas rojas cercanas al Sol pertenecen al halo galáctico, por ejemplo Estrella de Kapteyn y Groombridge 1830.
Para que las ecuaciones teóricas (CR keplerianas, como la de los planetas alrededor del Sol) puedan ajustarse a los datos observados, las galaxias espirales necesitarían una masa mucho mayor.
Al no haber evidencias observables actualmente de esa masa invisible, se le denominó materia oscura.
