Ārpusgalaktikas astronomija pēta citu galaktiku, galaktiku kopu un starpgalaktiku vides īpašības un attīstību. Pētījuma tuvākie objekti ir Piena Ceļa galaktikas pavadoņgalaktikas: Lielais un Mazais Magelāna mākonis, Andromedas galaktika, Trijstūra galaktika un vairāki desmiti pundurgalaktiku, kas apjož Piena Ceļa galaktiku. Šīs galaktikas kopā veido galaktiku grupu, ko sauc par Vietējo grupu, kas izpletusies piecu miljonu gaismas gadu radiusā. Šī grupa savukārt ietilpst galaktiku superkopu struktūrā. Attālākais objekts, ko var novērot ar neapbruņotu aci, ir Trijstūra galaktika, kas atrodas trīs miljonu gaismas gadu attālumā. Ar nelielu teleskopu var saskatīt vairākus desmitus spožāko galaktiku. Ar jaudīgākiem teleskopiem var novērot simtiem miljardu galaktiku – vairāk nekā zvaigžņu Piena Ceļa galaktikā.

Ārpusgalaktikas astronomija attīstās kopsolī ar jaudīgiem teleskopiem, uzlabotām novērošanas iespējām un teorētisko modelēšanu. Pētījumi par galaktiku kustību pamato Visuma izplešanos. Salīdzinot jaunākas un vecākas galaktikas, paplašinās izpratne par to veidošanās procesiem. Ārpusgalaktikas pētījumi dod izpratni par tumšās matērijas un tumšās enerģijas esamību, kā arī par Visuma uzbūvi un attīstību kopumā.

Ārpusgalaktikas astronomija ir astrofizikas apakšnozare. Saskaņā ar Habla galaktiku klasifikāciju (1926), galaktikas pēc formas iedala eliptiskajās galaktikās, lēcveida galaktikās, spirālveida galaktikās, šķērsoti spirālveida galaktikās un neregulārajās galaktikās.

Klasifikācija laika gaitā papildināta ar milzu eliptiskām cD galaktikām, kas sastopamas galaktiku kopu vidienē, un pundurgalaktikām. Ar teleskopiem tuvākajās galaktikās iespējams izšķirt atsevišķas spožākās zvaigznes, sekot līdzi zvaigžņu veidošanās procesiem, novērot gāzu plūsmas un debess ķermeņu kustību ap melnajiem caurumiem galaktiku centros. Tālākās galaktikas redzamas galaktiku agrīnās attīstības stadijās, kas ļauj sekot jaunu zvaigžņu veidošanas intensitātes izmaiņām. Vistālākās galaktikas ir grūti saskatāmas, izņemot aktīvās galaktikas, kuru kodoli ir izteikti spoži un parādās kā kvazāri vai Seiferta galaktikas. Radiogalaktikas apvij plašs magnētiskais lauks, un to radiostarojuma izmēri ir ievērojami. Atsevišķa galaktiku grupa ir mijiedarbīgās galaktikas, kas atrodas tik tuvu viena otrai, ka gravitācijas paisuma spēku iedarbībā mainās to forma.

Galaktiku izcelsmi un veidošanos būtiski ietekmē tumšā matērija, kas nav tieši novērojama elektromagnētiskajā starojumā, bet par kuras eksistenci liecina gravitācijas efekti, piemēram, gravitācijas lēcu izraisītā gaismas staru novirze. No kosmoloģijas modeļiem secināts, ka tumšā matērija veido ap 27 % no Visuma masas un enerģijas, parastā matērija – ap 5 %, bet lielāko daļu sastāda tumšā enerģija. Teorētiskie modeļi ļauj izsekot, kā Lielā Sprādziena rezultātā radušies tumšās matērijas sablīvējumi ar gravitācijas spēku pievelk parasto matēriju un pamazām no protogalaktikām izveido protokopas un šķiedrainu Visuma lielmēroga struktūru, kas līdzinās trīsdimensiju zirnekļa tīklam. Šajā tīklā galaktiku kopu virknes veido šķiedras, kas atdalītas ar kosmiskajiem tukšumiem. Pastāv uzskats, ka mūsdienu regulārās galaktikas veidojušās, saplūstot mazākām neregulārām zvaigžņu sistēmām. Ap Piena Ceļa galaktiku atklāti vairāki desmiti šādu pundurgalaktiku, bet pēc teorētiskiem aprēķiniem to varētu būt daudz vairāk (atklāšanu apgrūtina šo galaktiku atrašanās aiz mūsu Galaktikas spirālzariem).

Tuvāko galaktiku attālumu nosaka, novērojot spožākās maiņzvaigznes, kuru absolūtais zvaigžņlielums ir zināms. Reti uzliesmojušo pārnovu attālumus nosaka, izmantojot Doplera efektu un Habla likumu (parādību, kad Visuma izplešanās rezultātā spektru sarkanā nobīde pieaug proporcionāli objekta attālumam). Visuma struktūra tiek kartēta, mērot viļņu garumus galaktiku spektros. Tumšās matērijas apjomu un izvietojumu pēta ar galaktiku lauku attēliem, kas nedaudz izkropļoti, starojumam ejot caur galaktiku priekšplānā esošām gravitācijas lēcām. Lai izprastu galaktiku veidošanos, izmanto dziļo lauku attēlus, kuros redzamas tālas galaktikas Visuma agrīnajos laikmetos, kad galaktikas pārsvarā bija nelielas un neregulāras. Izmantojot specifisku spektrogrāfu, no katra telpiskā attēla punkta iegūst tā spektru. Spektru nobīde atklāj objektu kustību un ļauj pētīt, kā notiek galaktiku saplūšana, kuras rezultātā izveidojās lielāki un masīvāki objekti, daži ar spirālveida zariem. Galaktiku sadursmju sekas tiek mērītas ar radioviļņu spektrogrāfiem, kas ļauj sekot gravitācijas paisuma spēku izmestajai zvaigžņu un gāzu straumju plūsmai, novērojumus salīdzinot ar teorētiskiem skaitliskiem modeļiem. No zvaigžņu kustību īpatnībām var secināt par galaktiku kanibālisma procesiem, kad mazākas zvaigžņu sistēmas tiek iekļautas lielākās galaktikās (arī Piena Ceļa galaktikā). Melno caurumu masu nosaka, izmantojot Doplera efektu (mērot apkārtējo zvaigžņu orbitālās kustības). Ķīmisko elementu spektrāllīnijas ļauj noskaidrot objektu ķīmisko sastāvu un atklāt, ar ko galaktiku diski atšķiras no lodveida zvaigžņu kopām galaktiku halo (galaktikas sfēriskajā daļā, kurā ļoti maz zvaigžņu). Skaitlisko modelēšanu lieto sintētisko spektru aprēķiniem. Sintētiskos spektrus izmanto, lai salīdzinātu ar novērojumiem, kā arī lai teorētiski aprēķinātu ķīmisku elementu kodolsintēzi zvaigžņu iekšienē. Rentgena starojumu izmanto, lai novērotu stipri sakarsētu gāzi, kas nonāk no galaktikām starpgalaktiku vidē gravitācijas spēku ietekmē. Dažādos viļņu garumos novēro no melno caurumu apkaimes lielā ātrumā izsviestas gāzes strūklas. Salīdzinot attēlus, kas iegūti ar dažu gadu atstarpi, var novērot relativitātes teorijas efektus, piemēram, šķietamu virsgaismas kustību. Īslaicīgus (dažas sekundes, minūtes garus) gamma uzliesmojumus atklāj no kosmiskiem aparātiem, kuri par to paziņo virszemes observatorijām, lai redzamā gaismā vēl dažas minūtes varētu sekot eksplozijas izskaņai.

Kaut gan atsevišķi ārpusgalaktikas objekti saskatāmi ar neapbruņotu aci un vairāki desmiti – ar nelielu teleskopu, tie līdz pat 20. gs. sākumam tika uzskatīti par miglājiem mūsu zvaigšņu sistēmā. Andromedas galaktiku 10. gs. aprakstīja persiešu astronoms Abds al Rahmans al Sufi (عبدالرحمن صوفی‎‎), to nosaucot par “mazo mākonīti”, bet 18. gs. vācu filozofs Imanuels Kants (Immanuel Kant) izteica iespēju, ka miglāji varētu būt citas zvaigžņu sistēmas. Kaut arī jau 19. gs. tika sastādīti galaktiku un miglāju katalogi un novērota to spirālveida struktūra, kā patstāvīgs zinātnes virziens ārpusgalaktikas astronomija izveidojās tikai 20. gs. 20. gados. Būtisks pagrieziens bija t. s. Lielās debates (Great Debate) 1920. gadā starp amerikāņu astronomiem Hārlovu Šepliju (Harlow Shapley) un Heberu Kērtisu (Heber Curtis) par to, vai miglāji ir objekti Piena Ceļa galaktikā vai atsevišķas galaktikas. Novērojumi, kurus 20. gs. 20. gados veica amerikāņu astronoms Edvīns Habls (Edwin Hubble), igauņu astronoms Ernsts Epiks (Ernst Öpik) un zviedru astronoms Knuts Lundmarks (Knut Lundmark), noskaidroja attālumu līdz Andromedas galaktikai un konstatēja, ka tā atrodas tālu ārpus mūsu zvaigžņu sistēmas. Ārpusgalaktikas pētījumi strauji attīstījās sākot ar 20. gs. vidu, reizē ar lielo optisko teleskopu būvniecību, vēlāk – ar radioteleskopu un kosmisko observatoriju izmantošanu visos viļņu garumos un novērojumu salīdzināšanu ar apjomīgiem skaitliskiem datormodeļiem.

Mūsdienās ārpusgalaktikas astronomija kļuvusi par vienu no astrofizikas galvenajiem pētniecības virzieniem. Būtisks izaicinājums ir izprast tumšo matēriju. Skaitliskā modelēšana liecina, ka tumšās matērijas agrīnā koncentrācija veicināja galaktiku izveidošanos. Vēl neizprotamāka ir tumšā enerģija, ar kuras esamību izskaidro Visuma izplešanās šķietamu paātrinājumu. Galaktiku attīstības gaitā rodas ķīmiskie elementi, kuri vēlāk veido planētas un dzīvos organismus. Bet jautājumi – kā, kur, kad un kāpēc rodas priekšnosacījumi planētu un dzīvības tapšanai – vēl nav atbildēti.

Novērojumi ar lieliem teleskopiem redzamajā gaismā un infrasarkanajā starojumā tiek veikti Eiropas Dienvidu observatorijā (European Southern Observatory, ESO) un Kanāriju salu Astrofizikas institūtā (Instituto de Astrofísica de Canarias, IAC); ar teleskopu kompleksu īsiem radioviļņiem – Atakamas Lielajā Milimetru/submilimetru Režģī (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA) Atakamas tuksnesī Čīlē; ar kosmiskajiem teleskopiem infrasarkanajā, ultravioletajā, rentgena un gamma diapazonos – Amerikas Savienoto Valstu (ASV) Nacionālās aeronautikas un kosmosa administrācijas (National Aeronautics and Space Administration, NASA) aģentūrā un Eiropas Kosmosa aģentūrā (European Space Agency, ESA). Zinātniskos darbos plaši tiek iesaistīti arī astronomijas amatieri (citizen science), piemēram, klasificējot galaktikas ar lieliem teleskopiem iegūtajos attēlos (projekts Galaxy Zoo). Rezultātu precizitāti pārbauda pēc tā, kā dalībnieki neatkarīgi no citiem klasificē vienus un tos pašus objektus.

Svarīgākie pētniecības žurnāli ir Astronomical Journal (kopš 1849; ASV), Astronomy & Astrophysics (kopš 1969; Eiropa), Astrophysical Journal (kopš 1895; ASV), Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (kopš 1827; Lielbritānija) un Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics (kopš 1963; Annual Reviews). Plašāka satura publikācijas atrodamas arī Nature (kopš 1869; Nature Research, Lielbritānija) un Science (kopš 1880; American Association for the Advancement of Science, AAAS, ASV).

Franču astronoms Šarls Mesjē (Charles Messier) – 1771. gadā sastādījis katalogu ar difūziem debess objektiem (tostarp, daudzām galaktikām) – Mesjē katalogu (Catalogue de Messier, objekti apzīmēti ar burtu M). Dāņu izcelsmes īru astronoms Džons Dreiers (John Dreyer) – 1888. gadā sastādījis Jauno vispārējo katalogu (New General Catalogue, objekti apzīmēti ar burtiem NGC). Īpaši aktīvas galaktikas nosauktas to atklājēju vārdos, piemēram, Seiferta galaktikas nosauktas amerikāņu astronoma Karla Seiferta (Carl Seyfert) vārdā, bet Markarjana galaktikas – armēņu astrofiziķa Benjamina Markarjana (Բենիամին Մարգարյան,) vārdā. Visuma izplešanos 20. gs. 20. gados teorētiski prognozēja beļģu astronoms Žoržs Lemetrs (Georges Lemaître), bet pēc novērotas tālo galaktiku kustības secināja E. Habls un K. Lundmarks. To, ka galaktikās ir vairāk matērijas nekā saredzams, jau 20. gs. 30. gados izprata šveiciešu astronoms Frics Cviki (Fritz Zwicky), vēl nenojaušot, cik izaicinoša būs problēma par tumšo matēriju. Holandiešu astronoms un matemātiķis Hendriks van de Hulsts (Hendrik van de Hulst) 1944. gadā prognozēja ūdeņraža spektrāllīniju ar 21 cm viļņu garumu, kas tiek plaši izmantota mūsdienās. Radiointerferometru (kopā saslēgtu attālu radioteleskopu, ar nolūku attēlot leņķiski niecīga izmēra objektus) attīstība 20. gs. 50. gados deva iespēju atklāt kvazārus, par ko britu radioastronoms Martins Rails (Sir Martin Ryle) 1974. gadā saņēma Nobela prēmiju. Kvazāru lielo attālumu, izmantojot optisko spektru novērojumus, ap 1963. gadu atklāja holandiešu izcelsmes amerikāņu astronoms Mārtens Šmits (Maarten Schmidt).