Une première distinction entre les Galaxies de Type Précoce riches en gaz et celles pauvres en gaz les a divisés en deux groupes distincts : les lenticulaires et les elliptiques. Morphologiquement, les galaxies lenticulaires ont encore un disque assez gros qui ne présente pas de bras en spirale, alors que les galaxies elliptiques sont dominées par un renflement. Plus récemment, d’ailleurs, une enquête ATLAS-3D a permis de séparer plus précisément deux sous-classes d’ETG en utilisant la dynamique des gaz  (Emsellem et al. 2011), séparant leur échantillon de GTE en une catégorie de rotateurs lents qui correspond grossièrement aux galaxies elliptiques géantes et une catégorie de rotateurs rapides, composée principalement de galaxies lenticulaires.

Les galaxies lenticulaires semblent avoir un plus grand éventail de propriétés que les elliptiques, qui ressemblent davantage à l'ancienne définition des Galaxies de Type Précoce. Cependant, même chez les elliptiques, de grandes différences prévalent. Des observations récentes de galaxies elliptiques avec Spitzer et Herschel ont révélé que la luminosité LFIR dans l'infrarouge lointain (FIR) de ces galaxies peut varier d’un facteur 100 environ parmi les galaxies ayant une luminosité optique similaire.

Les elliptiques contenant d'importantes masses excédentaires de poussière et de gaz froid résultent probablement d'importantes fusions de galaxies dans le passé.

NGC 2768 est quant à elle une galaxie elliptique avec une quantité exceptionnellement élevée de poussière visible en absorption et en émission, et dont la distribution spatiale ne suit pas la distribution de la masse stellaire, cette poussière étant distribuée le long du petit axe dans ce qui est peut-être un anneau. Par ailleurs, la distribution de poussière est associée à une plus grande fraction d'étoiles jeunes (∼3%), produites sur une courte période (<100 millions d’années) il y a environ 0,5 milliards d’années.

L'étude combinée des poussières, du CO et du H I de NGC 2768 met en évidence un élément assez frappant : outre le fait que l'ISM se situe dans le plan polaire, il existe un lien clair entre tous les composants. Toutes les phases observées de l'ISM froid s'étendent vers le Nord-Est, que ce soit le CO, les poussières ou le H I. Cette asymétrie partagée va du kiloparsec interne pour le gaz moléculaire à plus de 30 kpc pour le H I. Ce lien entre les différents composants de l'ISM indique clairement qu'ils étaient tous accrétés de la même source. Cela suggère également que l'accrétion de gaz se poursuivra pendant un certain temps, peut-être par épisodes discrets.

Cette morphologie étendue et asymétrique ainsi que la cinématique désalignée du gaz froid indiquent également fermement une origine externe. Il y a trois options : une fusion mineure avec une naine riche en gaz, l'accrétion de marée d'une galaxie riche en gaz et l'accrétion d'un filament H I. La régularité de la photométrie et de la cinématique stellaire de NGC 2768 plaide contre la fusion récente avec une galaxie naine riche en gaz. Aucune queue de marée stellaire ni aucune autre irrégularité n'y a été observée. L'accrétion du scénario H I primordial (sans métal) n'explique pas à la fois la poussière et le CO observés. L'accrétion de marée est donc le scénario le plus probable.

Les publications dont les liens sont donnés ci-dessous sont assez complexes, mettant en jeu de nombreux prérequis de connaissance, comme CIGALEMC, un code python amélioré de CIGALE, qui permet d'étudier l'évolution des galaxies en comparant les SED de galaxies modélisées et observées de l'ultraviolet lointain à l'infrarouge lointain,  ou même les SEDs, l'acronyme anglais de Distribution Spectrale d'Energie (DSE ; en anglais spectral energy distribution, SED) qui sont des diagrammes représentant la brillance ou la densité de flux en fonction de la fréquence ou de la longueur d'onde de la lumière.  Ces diagrammes sont utilisés dans diverses branches de l'astronomie pour caractériser les sources astronomiques (les schémas du cadre ci-dessus sont extraits de ces publications).