Epäsäännöllinen galaksi viittaa tyypillisesti galaksiin, jolla ei ole säännöllistä rakennetta tai muotoa, mikä tarkoittaa, että sen pyörimisessä on vain vähän tai ei lainkaan symmetriaa. Epäsäännölliset galaksit voidaan myös luokitella jonkin epätavallisen ominaisuuden mukaan, joka tekee niistä erilaisia. Tämä voi sisältää ominaisuuksia, kuten pinnan alhaisen kirkkauden tai sen ytimestä tulevia outoja kaasuvirtoja. Tutkijat arvioivat, että epäsäännölliset galaksit muodostavat 3–25% maailmankaikkeuden galakseista.
Tavallisen Hubble -sekvenssin perusteella galaksit luokitellaan kolmen tyyppisen pyörimisen mukaan: elliptinen, spiraali ja linssimäinen. Epäsäännöllisellä galaksilla ei ole mitään näistä kiertymistä. Näin ollen sitä kutsutaan joskus neljänneksi galaksityypiksi.
Epäsäännöllisiä galakseja on yleensä kolme luokitusta. Irr-1-tyypissä on yleensä jonkinlainen vakiorakenne, mutta se ei riitä katsomaan osana Hubble-sekvenssiä. Irr-2-tyypillä ei ole vakioliikettä ollenkaan ja sillä on usein kaoottinen rakenne. Kolmas tyyppi tunnetaan kääpiö -epäsäännöllisenä galaksina. Tässä galaksissa on vähän metallisuutta, mikä tarkoittaa, että se koostuu suurelta osin vedyn ja heliumin kemiallisista elementeistä. Koska tutkijat uskovat, että alkuräjähdyksen aikaan galaksit tehtiin lähes kokonaan vedystä, tämä voi viitata siihen, että epäsäännölliset kääpiögalaksit ovat maailmankaikkeuden vanhimpia.
Epäsäännöllisillä galakseilla on yleensä yhteisiä piirteitä. Niiden paino on yleensä 108–1010 auringon massaa. Niiden halkaisijat ovat yleensä 1-10 kiloparsekkia. Sen sininen suuruus -näennäisen visuaalisen suuruuden mittaus -voi vaihdella välillä -13 -–20. Monet epäsäännölliset galaksit erottuvat myös suurista kaasu- ja pölymääristä.
On monia tapoja muodostaa epäsäännöllinen galaksi. Esimerkiksi voi syntyä galaksien välisestä törmäyksestä. Kun näin tapahtuu, eri galaksien väliset painovoimat ovat vuorovaikutuksessa, mikä aiheuttaa epäsäännöllisen pyörimisen. Nuori galaksi voi myös olla epäsäännöllinen, mikä viittaa siihen, että se ei ole vielä saavuttanut symmetristä kiertoa.
Joitakin tunnistettuja epäsäännöllisiä galakseja ovat LMC (Large Magellanic Cloud). LMC: n uskotaan olevan Linnunradan kolmanneksi lähin galaksi. Se sijaitsee Doradon ja Mensa -tähtikuvioiden välissä, 163,000 XNUMX valovuoden etäisyydellä Maasta. Tutkijat arvelevat, että sen epäsäännöllinen muoto on joko seurausta galaksien välisestä törmäyksestä tai että Linnunradan painovoimat vaikuttavat sen kiertoon.
LMC: ssä on myös suuria määriä kaasua ja pölyä, mikä on yhteistä epäsäännölliselle galaksille. Osa LMC: tä on Tarantulan sumu, erittäin aktiivinen alue tähtien muodostumiselle. Tieteellisiä yhteyksiä ei kuitenkaan ole tehty epäsäännöllisten galaksien ja tähtien muodostumismahdollisuuden välillä.