เมื่อถ่ายภาพด้วย CO(2–1) จะปรากฏเมฆโมเลกุลใน NGC 4636 เมฆที่ 1 ไม่เกี่ยวข้องกับการปล่อยแสงที่ตรวจจับได้และอยู่นอกขอบเขตการมองเห็นของแผนที่การดูดกลืนแสงของฝุ่น ในขณะที่เมฆที่ 2 อยู่ตรงกลางของปมดูดกลืนแสงของฝุ่นและอยู่ในแนวเดียวกับสันในแผนที่การปล่อยแสงของเส้นแสง สเปกตรัมต่อเนื่องของ NGC 4636 จาก ALMA ที่จางๆ สอดคล้องกับการปล่อยแสงที่คาดการณ์จากฝุ่นเย็น ซึ่งบ่งชี้ว่าปริมาณฝุ่นของ NGC 4636 อยู่ค่อนข้างตรงกลาง มวล โมเลกุลรวมที่เกี่ยวข้องคือ2.6 × 10 ⁵ M   . ^{[ 9 ]}

การ ปล่อย รังสีอัลตราไวโอเลตของ NGC 4636 แสดงการปล่อย O vi ซึ่งเป็นตัวบ่งชี้การเย็นตัวของก๊าซ การปล่อยที่วัดได้บ่งชี้อัตราการเย็นตัวที่ 0.3 M⊙ yr−1 ^{[ 10 ] [ 11 ]} ตรวจพบการปล่อย ไฮโดรคาร์บอนอะโรมาติกหลายวง (PAH) ที่ 11.3 และ 17 μm รวมถึงเส้น [Ne ii], [Ne iii] และ [S iii] ในใจกลางของ NGC 4636 (ภายใน re/8) โดยใช้Spitzer IRS ^{[ 12 ]}การ ปล่อยรังสี อินฟราเรดไกลของกาแล็กซี ตามที่สังเกตโดยInfrared Space Observatoryมีค่ามากกว่าที่คาดการณ์ไว้จากการปล่อยรังสีจากดาวฤกษ์เพียงอย่างเดียวถึง 50 เท่า ซึ่งบ่งชี้อย่างชัดเจนว่ามีฝุ่นอยู่ ซึ่งอาจถูกสะสมมาจากการรวมตัวกันเมื่อไม่นานมานี้กับกาแล็กซีที่มีก๊าซมาก^{[ 13 ]} การสังเกตการณ์ Hαเผยให้เห็นการมีอยู่ของก๊าซไอออนไนซ์อุ่น (T ~ 104 K) ใน kpc ภายในของ NGC 4636 สเปกตรัมของก๊าซนี้บ่งชี้ถึงการเคลื่อนที่ที่ไม่สม่ำเสมอ โดยมีความเร็วโดยทั่วไปอยู่ที่ 150–200  กม./วินาที แผนที่ Hα ของแกนกลางกาแล็กซีแสดงให้เห็นถึงการมีอยู่ของโพรงในการกระจายตัวของก๊าซไอออนไนซ์ที่ล้อมรอบด้วยเปลือกหนาแน่นซึ่งตั้งอยู่ที่ระยะห่างประมาณ 400 pc จากศูนย์กลาง อีกครั้ง คำอธิบายที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุดคือการขยายตัวของก๊าซที่เกิดจากกิจกรรม AGN ^{[ 9 ] [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]}

ใน NGC 4636 การปล่อย [C ii] ขยายไปถึงรัศมีประมาณ 1 กิโลพาร์เซก และมีจุดสูงสุดอยู่ที่ศูนย์กลาง ความเร็วที่อนุมานจากเส้น [C ii] สอดคล้องกับความเร็วที่วัดได้สำหรับเส้น Hα สุดท้าย NGC 4636 มีฝุ่นเย็นส่วนเกิน ซึ่งอยู่ใกล้กับก๊าซไอออนและโมเลกุลโดยประมาณ^{[ 17 ] [ 18 ]}ดังที่กล่าวมาข้างต้น คาดว่าฝุ่นนี้จะฝังอยู่ในก๊าซเย็น เพื่อป้องกันการสลายตัวอย่างรวดเร็ว การกระจายตัวของฝุ่นที่ขยายออกไปนั้นเกิดจากการปล่อยก๊าซเย็นโดยกิจกรรม AGN เมื่อ 10 ล้านปีก่อน^{[ 17 ]}

NGC 4636 มีลักษณะเด่นคือมีกระจุกดาวทรงกลม จำนวน มาก ซึ่งมีขนาดใหญ่กว่ากาแล็กซีที่มีขนาดใกล้เคียงกันที่ไม่ได้ตั้งอยู่ใจกลางกระจุกกาแล็กซี จำนวนกระจุกดาวทรงกลมทั้งหมดภายในรัศมี 14 อาร์คมินิตนั้นคาดว่าอยู่ที่ 4,200 ± 120 และภายในรัศมี 7 อาร์คมินิตนั้นคาดว่าอยู่ที่ 3,500 ± 170 ^{[ 19 ]}เมื่อเปรียบเทียบกันแล้ว มีกระจุกดาวทรงกลม 12,000 ± 800กระจุกโคจรรอบMessier 87ซึ่งเป็นกาแล็กซีรูปวงรีขนาดยักษ์ที่อยู่ใจกลางกระจุกดาวเวอร์โก และ 150–200 กระจุกอยู่ภายในและรอบๆทางช้างเผือกจำนวนกระจุกดาวทรงกลมลดลงอย่างฉับพลันที่ 7 และ 9 อาร์คมินิต ซึ่งอาจบ่งชี้ถึงขอบของกาแล็กซี^{[ 19 ]}

การกระจายสีของกระจุกดาวทรงกลมในกาแล็กซีมีลักษณะเป็นแบบสองยอด ซึ่งเป็นการกระจายที่สังเกตได้ในกาแล็กซีอื่นๆ เช่นกัน กระจุกดาวทรงกลมมีลักษณะเฉพาะตามสีเป็นสีน้ำเงินหรือสีแดง^{[ 19 ]}ประชากรของกระจุกดาวสีแดงมีมากกว่า ในทำนองเดียวกันกับสี การกระจาย ของโลหะมีลักษณะเป็นแบบสองยอด โดยมีสองยอดที่ [Fe/H] = −1.23(σ = 0.32) และ −0.35(σ = 0.19) อายุของกระจุกดาวทรงกลมใน NGC 4636 แตกต่างกันไปตั้งแต่ 2 ถึง 15 พันล้านปี โดยมีกระจุกดาวมากกว่าหนึ่งในสี่เล็กน้อยที่มีอายุน้อยกว่า 5 พันล้านปี มีการเสนอแนะว่ากระจุกดาวที่อายุน้อยกว่าก่อตัวขึ้นในระหว่างการรวมตัวของกาแล็กซีขนาดเล็กกับกาแล็กซีรูปวงรี^{[ 20 ]}

การกระจายความเร็วของกลุ่มดาวคือ231 +15 −17กม./วินาที โดยที่ความแปรปรวนของความเร็วของกระจุกดาวสีน้ำเงินมีขนาดใหญ่กว่าเล็กน้อย^{[ 21 ]}ความแปรปรวนของความเร็วนี้คล้ายกับของMessier 60ซึ่งเป็นกาแล็กซีที่สว่างกว่า เมื่อเปรียบเทียบความแปรปรวนของความเร็วของกระจุกดาวทรงกลมกับของดาวฤกษ์ จะคำนวณได้ว่าอัตราส่วนมวลต่อแสงไม่คงที่ แต่ควรเพิ่มขึ้นเมื่อระยะห่างจากศูนย์กลางกาแล็กซีเพิ่มขึ้น ซึ่งบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของ ฮาโลส สารมืด ที่ขยายออกไป ใน NGC 4636 ^{[ 22 ] [ 23 ]}

NGC 4636 เป็นหนึ่งในกาแล็กซีรูปทรงรีใกล้เคียงที่สว่างที่สุดเมื่อสังเกตด้วยรังสีเอ็กซ์โดยมีค่าฟลักซ์รังสีเอ็กซ์โดยประมาณอยู่ที่1.8 × 10 ⁴¹ erg/s โคโรนาแก๊สร้อนรอบกาแล็กซีถูกตรวจพบครั้งแรกโดยหอดูดาวไอน์สไตน์ [ ^{24 ] จาก}โปรไฟล์ อุณหภูมิ ของตัวกลางระหว่างดาวที่ ร้อน มวลรวมของฮาโลถูกประมาณไว้ที่1.5 × 10 ¹² M  ภายในรัศมี 35 kpc เปอร์เซ็นต์ของมวลสสารที่ไม่ส่องสว่างคาดว่าจะอยู่ระหว่าง 50% ถึง 80% ของมวลกาแล็กซีทั้งหมด ซึ่งบ่งชี้ถึง เศษส่วน ของแบริออน ที่ต่ำเป็นพิเศษ ใน NGC 4636 และการมีอยู่ของ ฮาโล สสารมืด ขนาดใหญ่ ^{[ 25 ]}

ฮาโลของ NGC 4636 มีลักษณะเฉพาะบางประการ การสังเกตการณ์โดยกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทราเผยให้เห็นโครงสร้างสมมาตรยาว 8 กิโลพาร์เซกภายในฮาโลที่มีลักษณะคล้ายแขนกังวล แขนเหล่านี้ร้อนกว่าเมฆก๊าซโดยรอบประมาณ 30 เปอร์เซ็นต์^{[ 26 ]}แขนเหล่านี้ก่อตัวเป็นขอบของฟองก๊าซร้อนรูปทรงรีขนาดใหญ่สองฟอง ตรวจพบคุณลักษณะคล้ายฟองอีกหนึ่งแห่งที่อยู่ห่างจากแขนด้านตะวันออกเฉียงเหนือไปทางใต้ประมาณ 2 กิโลพาร์เซก แหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่อ่อนแอซึ่งยาวในทิศทางตะวันออกเฉียงเหนือ-ตะวันตกเฉียงใต้เชื่อมต่อฟองด้านตะวันออกเฉียงเหนือและตะวันตกเฉียงใต้ ฟองขนาดใหญ่เหล่านี้น่าจะเป็นผลมาจากการกระแทกที่เกิดจากเจ็ตของ AGN ^{[ 27 ]}เป็นไปได้ว่าฟองเหล่านี้มีอายุต่างกัน เกิดจากการระเบิดของ AGN ที่แตกต่างกัน ดังที่ระบุโดยการมีพลาสมาที่ปล่อยคลื่นวิทยุในโพรงหนึ่ง ในขณะที่โพรงอื่นๆ เงียบสนิท^{[ 28 ]}

NGC 4636 มีแกนกลางที่สว่างด้วยรังสีเอ็กซ์ มีรัศมีประมาณ 1 กิโลพาร์เซก แกนกลางแสดงให้เห็นโพรงตรงกลางที่ล้อมรอบด้วยขอบที่สว่าง^{[ 27 ]}ที่น่าสนใจคือ โพรงรังสีเอ็กซ์ขนาดเล็กนี้ล้อมรอบเจ็ตคลื่นวิทยุ ขนาดประมาณ 1 กิโลพาร์เซก ที่ตรวจพบที่ 1.4  GHz ^{[ 29 ]}และน่าจะเกิดจากเจ็ต ดังนั้น การสังเกตการณ์รังสีเอ็กซ์และคลื่นวิทยุชี้ให้เห็นถึงสถานการณ์ที่ก๊าซอาจกำลังไหลออกในใจกลาง 1 กิโลพาร์เซกของ NGC 4636 ในปัจจุบัน^{[ 9 ]}

มีแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์แบบจุด 318 แหล่งในบริเวณ NGC 4636 ประมาณ 25% ของแหล่งเหล่านี้ถูกระบุว่าเป็นแหล่งกำเนิดพื้นหลัง 77 แหล่งตรงกับตำแหน่งของกระจุกดาวทรงกลม ไม่พบความสัมพันธ์ระหว่างความสว่างของรังสีเอกซ์ของแหล่งกำเนิดแบบจุดที่ตรงกันกับความสว่างหรือสีของกระจุกดาวทรงกลมที่เป็นเจ้าของ แหล่งกำเนิดแบบจุดอื่นๆ เป็นระบบดาวคู่รังสีเอกซ์มวลต่ำ^{[ 30 ]}