Η μέτρηση της διαμέτρου ενός γαλαξία ακούγεται απλή, αλλά δεν είναι. Οι γαλαξίες δεν είναι στερεά αντικείμενα, με καλά καθορισμένες διαστάσεις, αλλά δυναμικά συστήματα που συγκρατούν από χιλιάδες έως δισεκατομμύρια αστέρες. Η πυκνότητα κατανομής αυτών των αστέρων είναι υψηλή στο κέντρο του γαλαξία αλλά ελαττώνεται προς τα έξω, οπότε το όριο όπου αστέρες παύουν να θεωρούνται ότι βρίσκονται μέσα στο γαλαξία είναι καθαρά θέμα παραδοχής*. 

Κατά καιρούς έχουν προταθεί διάφορα όρια για τις φαινόμενες διαστάσεις των γαλαξιών, που έχουν να κάνουν κυρίως με τα μέσα που έχουμε στη διάθεσή μας για παρατηρήσεις. Χρησιμοποιώντας οπτικά τηλεσκόπια μπορεί να μετρήσει κανείς τη συνολική φωτεινότητα σε μικρές περιοχές του γαλαξία, οπότε όταν αυτή πέσει κάτω από ένα όριο θεωρούμε ότι έχουμε βρει το άκρο του. Εφαρμόζοντάς τη μέθοδο αυτή σε ολόκληρο το γαλαξία, βρίσκεται η “ισόφωτη” καμπύλη, δηλαδή η περίμετρος όπου παρατηρείται η φωτεινότητα που έχουμε θέσει σαν όριο. Το όριο αυτό μπορεί να είναι 25 mag/arcsec²**, που είναι το πιο παλιό και καθιερωμένο όριο, ή μπορεί να έχει νεότερες τιμές χαμηλότερης φωτεινότητας, που εκμεταλλεύονται την ύπαρξη πιο προηγμένων τηλεσκοπίων και τεχνικών παρατήρησης, όπως 26.5 mag/arcsec², ή 27 mag/arcsec². Αυτή η μέθοδος γίνεται προβληματική όταν λαμβάνουμε υπόψιν την κλίση του γαλαξία ως προς τη γωνία παρατήρησής μας. Αν βλέπουμε το προφίλ ενός  γαλαξία, αυτός θα μοιάζει πιο πυκνός στα άκρα του από έναν που βλέπουμε ανφάς, οπότε θα δίνει την εντύπωση ότι έχει μεγαλύτερη διάμετρο. Για το θέμα αυτό έχουν προταθεί διορθωτικές παράμετροι.

Μία άλλη, απλούστερη, μέθοδος είναι το να παρατηρείται ο γαλαξίας ολόκληρος και να μπαίνει ένα όριο στην απόσταση από το κέντρο του όπου, εντός ενός κύκλου, εκπέμπεται η μισή φωτεινότητα από αυτή που βλέπουμε σε ολόκληρη την εικόνα. Αυτή η μέθοδος είναι ιδιαίτερα χρήσιμη για ελλειπτικούς γαλαξίες, και κατά καιρούς έχουν προταθεί και εκεί διάφορες τιμές για τα όρια φωτεινότητας. Αρχικά ήταν το 50% της συνολικής φωτεινότητας, αλλά έχουν χρησιμοποιηθεί και μεγαλύτερα ποσοστά σε συγκεκριμένα μήκη κύματος. 

Όλες αυτές οι μέθοδοι όμως (και άλλες ακόμα) μας δίνουν απλά μία εκτίμηση των ορίων του γαλαξία πάνω στο φαινόμενο θόλο του ουρανού. Για να έχουμε πραγματικές τιμές απόστασης για τη διάμετρό του χρειαζόμαστε και την απόστασή του. Αυτή εκτιμάται με διάφορους τρόπους και με διάφορους βαθμούς ακρίβειας.

Όπως φαίνεται στην Εικόνα 2, εφόσον γνωρίζουμε την απόσταση d από το κέντρο του γαλαξία και εφόσον έχουμε καθορίσει κάπως τα, κατά παραδοχή, όρια του γαλαξία μέσω της γωνίας φ, τότε η διάμετρός του θα είναι:

Εφόσον η απόσταση d είναι πολύ μεγάλη και η γωνία φ πολύ μικρή – το κριτήριο αυτό συνήθως ικανοποιείται λόγω της μεγάλης απόστασης του γαλαξία από εμάς.

* Το ίδιο ισχύει για την ατμόσφαιρα της Γης. Επεκτείνεται σταδιακά προς το διάστημα, γινόμενη όλο και πιο αραιή, χωρίς να υπάρχει κάποια φυσική ασυνέχεια. Έτσι έχουμε ορίσει σαν όριο τα 100 χιλιόμετρα ύψους. Οτιδήποτε πάνω από αυτό το όριο θεωρείται νομικά ότι βρίσκεται στο διάστημα.

** Το mag, ή μέγεθος, υποδηλώνει φωτεινότητα και είναι μικρότερο για τις πιο φωτεινές πηγές (έτσι, για παράδειγμα, αναφερόμαστε σε ‘αστέρες πρώτου μεγέθους’ σαν τους πιο φωτεινούς). Το arcsec² είναι μονάδα επιφάνειας πάνω σε σφαίρα, όπως είναι η προοπτική μας του ορατού ουρανού. Έτσι mag/arcsec² είναι η συνολική φωτεινότητα ανά επιφάνεια του ουρανού.