Malgré la diversité des apparences que peuvent revêtir les galaxies, dans leur très grande majorité, elles semblent pouvoir être rapportées à une poignée de morphologies typiques. C'est sur ce constat que se base la classification proposée par Edwin Hubble  en 1926, à partir de la comparaison de 600 clichés, qui lui fait reconnaître trois familles principales de galaxies, que l'on pourra qualifier de galaxies ordinaires : les galaxies elliptiques (notées E), les galaxies spirales (S) et les galaxies irrégulières (Irr). 

Cette classification a été complétée et perfectionnée par divers auteurs, pour tenir compte de caractéristiques telles que le degré d'aplatissement, la forme de bras spiraux, le contenu en matière interstellaire, les catégories d'étoiles, éventuellement leur taille, etc. Les trois grandes familles se sont ainsi vues divisées en nombreux types.  Les galaxies elliptiques sont divisées en huit types selon leur degré d'aplatissement, notés de 0 à 8; les galaxies spirales se rangent pour leur parts en deux groupes, celui des spirales ordinaires (S) et des spirales barrées (SB), eux-mêmes subdivisés en plusieurs types, selon le degré d'ouverture des bras spiraux. Initialement ces types au nombre de trois, notés a, b et c, mais auxquels Gérard de Vaucouleurs, en 1959, a proposé d'ajouter deux types supplémentaires, notés d et m, le dernier supposé faire la liaison avec les galaxies irrégulières. On distingue enfin une catégorie supplémentaire entre la famille  des galaxies  elliptiques et celle des spirales, celui de galaxies lenticulaires (S0). 

Ranger ainsi les galaxies selon leur morphologie ne va pas sans difficultés. D'abord d'un point de vue pratique, et les ambiguïtés ne sont pas rares principalement à cause des effets de projection. Ensuite, et peut-être surtout, d'une point de vue théorique, car la forme d'une galaxie, non seulement ne peut pas être considérée comme immuable, mais elle peut également différer selon la longueur d'onde à laquelle on l'observe, ou selon le type d'étoiles que l'on considère. Ceci dit; même avec ses imperfections, et encore dans sa version la plus rudimentaire, la classification de Hubble reste encore un moyen d'accès commode à ce que son auteur appelait le "Royaume des galaxies".

Les relations morphologiques entre les familles et les types de galaxies envisagés dans la classification de Hubble sont habituellement représentées sur une figure en forme de diapason. Sur la séquence qui apparaît, les galaxies les plus proches de la sphère ou du sphéroïde sont à gauche, et deviennent de plus en plus elliptiques, puis plates au fur et à mesure que l'on se dirige vers la droite. A partir des galaxies lenticulaires, un disque commence à apparaître. Ce disque prend ensuite de l'importance dans les galaxies spirales, en même temps que les bras spiraux s'ouvrent, à mesure que l'on continue la progression vers la droite. Et cela que l'on suive l'une ou l'autre branche du diapason. La branche supérieure accueille les galaxies normales, où les bras spiraux s'extraient directement du bulbe central; la branche du bas est celle des spirales barrées, où les bras spiraux sont reliés au bulbe par une structure linéaire, la barre. On notera  également que cette séquence, toujours en la parcourant de la gauche vers la droite,  correspond à un appauvrissement en gaz interstellaire et à une diminution de la masse du bulbe, pour les galaxies spirales.

La simplicité de ce diagramme a laissé penser qu'il devait refléter une réalité profonde dans les relations qui existent entre ces divers types de galaxies. Ainsi, les astronomes ont-ils d'abord cru avoir affaire à une séquence évolutive, qui a fait parler des types les plus à gauche comme des types précoces (early), et ceux qui sont le plus à droite, comme les plus tardifs (late). Ce point de vue n'est plus accepté. En présentant la situation un peu caricaturalement, on pourrait dire qu'elle se présente presque à l'envers : les plus grosses galaxies, qui sont des galaxies elliptiques, peuvent être considérées comme le résultat de la coalescence (fusion) de galaxies plus petites; parmi elles, d'autres galaxies elliptiques plus petites, mais aussi des galaxies spirales, en ce sens plus "précoces", donc.

Les galaxies elliptiques se caractérisent par une apparence globalement sphéroïdale ou ellipsoïdale, sans bras spiraux visibles ni structure interne marquée. Leur luminosité décroît progressivement du centre vers la périphérie, donnant un aspect lisse et homogène. Elles représentent 15 à 20% de la population galactique de l'Univers et sont particulièrement abondantes dans les amas de galaxies.

La forme des galaxies elliptiques peut varier d'objets presque parfaitement sphériques à des systèmes fortement allongés. Edwin Hubble les a classées selon leur degré d'aplatissement, en utilisant une notation allant de E0 à E7. Une galaxie E0 apparaît presque circulaire, tandis qu'une galaxie E7 possède une forme très étirée. Toutefois, la forme observée dépend également de l'angle sous lequel la galaxie est vue depuis la Terre. La taille des galaxies elliptiques couvre une gamme extrêmement vaste. Les galaxies elliptiques naines, qui ne contiennent que quelques millions d'étoiles, coexistent avec des galaxies elliptiques géantes renfermant plusieurs milliers de milliards d'étoiles. Les plus massives se situent souvent au centre des grands amas galactiques et exercent une influence gravitationnelle considérable sur leur environnement. Certaines peuvent atteindre plusieurs centaines de milliers d'années-lumière de diamètre.

Le contenu stellaire des galaxies elliptiques est dominé par des étoiles âgées, principalement de type rouge ou jaune. Ces étoiles se sont formées il y a plusieurs milliards d'années et témoignent d'une activité de formation stellaire aujourd'hui très faible. L'absence de jeunes étoiles bleues explique la couleur généralement rougeâtre de ces galaxies. Cette propriété conduit souvent à les qualifier de "galaxies rouges et mortes", bien qu'une faible activité puisse subsister dans certains cas. Les galaxies elliptiques possèdent très peu de gaz interstellaire froid et de poussières. Or, ces matériaux constituent la matière première nécessaire à la naissance de nouvelles étoiles. La rareté de ces réservoirs explique le faible taux de formation stellaire observé. En revanche, elles contiennent souvent du gaz très chaud émettant des rayons X, détectable grâce aux observatoires spatiaux spécialisés.

Dans une galaxie elliptique, les mouvements stellaires sont désordonnés : les étoiles se déplacent selon des trajectoires orientées dans de nombreuses directions différentes. La forme globale de la galaxie résulte donc principalement de la dispersion des vitesses plutôt que d'une rotation dominante. La masse des galaxies elliptiques est constituée non seulement des étoiles visibles, mais aussi d'importantes quantités de matière sombre. Les observations des vitesses stellaires et du comportement gravitationnel des amas galactiques indiquent que la matière noire représente une fraction majeure de leur masse totale. Cette composante invisible joue un rôle essentiel dans la stabilité et l'évolution de ces systèmes.

La plupart des galaxies elliptiques hébergent en leur centre un trou noir supermassif. La masse de ces objets peut atteindre plusieurs millions, voire plusieurs milliards de fois celle du Soleil. Des relations observées entre la masse du trou noir central et les propriétés du bulbe stellaire suggèrent une évolution étroitement liée entre le trou noir et la galaxie qui l'abrite. Lorsque du gaz tombe vers ce trou noir, une activité nucléaire intense peut apparaître, donnant naissance à des noyaux actifs ou à des quasars.

Les astronomes considèrent aujourd'hui que de nombreuses galaxies elliptiques se forment à la suite de fusions entre galaxies plus petites, notamment des galaxies spirales. Lorsqu'elles entrent en collision, les interactions gravitationnelles perturbent profondément leurs structures. Les bras spiraux disparaissent progressivement, les mouvements stellaires deviennent plus chaotiques et une grande partie du gaz disponible est consommée lors d'épisodes de formation stellaire intense. Après plusieurs milliards d'années, le système résultant adopte les caractéristiques d'une galaxie elliptique.

Dans les régions très denses de l'Univers, comme les amas de galaxies, les collisions et les interactions gravitationnelles sont plus fréquentes. Cela explique pourquoi les galaxies elliptiques y sont particulièrement nombreuses. 

Les galaxies elliptiques présentent également une relation remarquable appelée "plan fondamental , qui relie leur rayon effectif, leur luminosité et la dispersion des vitesses des étoiles. Cette relation permet aux astronomes de mieux comprendre leur structure et sert parfois d'outil pour estimer les distances extragalactiques.

Ces galaxies, étiquetées S0 et SB0 dans la classification de Hubble, représentent environ 2% des galaxies répertoriées. Elles partagent certaines des caractéristiques des galaxies spirales, en particulier, elles apparaissent très plates, et contrairement aux galaxies elliptiques auxquelles elles ressemblent par d'autres aspects, elles ont une vitesse de rotation relativement importante - ici encore comme les galaxies spirales. On distingue deux types principaux : 

S0 - Les galaxies S0 ne possèdent qu'une esquisse de disque dans le prolongement de leur bulbe central très lumineux, dans lequel aucun bras spiral ne se développe. Le plus souvent, leur plan équatorial ne renferme pas de poussières en quantités importantes. Leur population stellaire est de type II, autrement dit elle est comparable à celle des galaxies elliptiques. Exemples : NGC 3384 (Lion) et NGC 1201 (Fourneau).

SB0 - Les galaxies lenticulaires étiquetées SB0 sont également composées d'étoiles âgées, mais possèdent un disque plus étendu que les précédentes. Celui-ci ne comporte pas de bras spiraux non plus, mais une barre y est observable, normalement prolongée par surdensité stellaire en forme d'anneau ou bien un faible halo. Exemples : NGC 4596 (Vierge), NGC 2859 (Petit Lion) et NGC 3718, une galaxie du Groupe Local observable dans la Grande Ourse.

Les galaxies spirales se distinguent par leur structure caractéristique composée d'un noyau central lumineux entouré d'un disque aplati dans lequel se développent des bras spiraux plus ou moins marqués. Cette organisation leur confère une apparence spectaculaire et en fait les galaxies les plus facilement reconnaissables. La Voie lactée, qui abrite le Système solaire, appartient à cette catégorie.

La classification morphologique élaborée par Edwin Hubble distingue les galaxies spirales ordinaires, notées S, et les galaxies spirales barrées, notées SB. Dans les spirales ordinaires, les bras partent directement du bulbe central, tandis que dans les spirales barrées, ils émergent des extrémités d'une structure allongée appelée barre stellaire. Chaque groupe est ensuite subdivisé selon l'importance du bulbe et le degré d'enroulement des bras. Les types Sa, Sb et Sc correspondent aux spirales ordinaires, alors que les types SBa, SBb et SBc désignent leurs équivalents barrés. Les galaxies de type Sa possèdent un bulbe volumineux et des bras serrés, tandis que les galaxies de type Sc présentent un bulbe plus réduit et des bras plus ouverts et fragmentés.

La structure d'une galaxie spirale comprend plusieurs composantes distinctes. Au centre se trouve le bulbe galactique, région dense et sphéroïdale contenant principalement des étoiles anciennes. Ce bulbe est entouré par un disque galactique constitué d'étoiles, de gaz et de poussières. Les bras spiraux se développent à l'intérieur de ce disque et concentrent une grande partie des régions de formation stellaire. Au-delà du disque s'étend un halo peu dense renfermant des amas globulaires et une importante quantité de matière sombre.

Les bras spiraux ne sont pas des structures rigides composées d'étoiles fixes. Selon la théorie des ondes de densité, ils correspondent à des régions où la densité de matière est temporairement plus élevée. Lorsque les nuages de gaz traversent ces zones, ils se compriment et donnent naissance à de nouvelles étoiles. Les étoiles massives et très lumineuses qui en résultent éclairent les bras, leur conférant leur aspect bleuté et brillant. Les étoiles plus âgées, quant à elles, se dispersent progressivement dans le disque.

Les galaxies spirales sont riches en gaz interstellaire et en poussières. Ces matériaux jouent un rôle essentiel dans la formation continue de nouvelles générations d'étoiles. Les nébuleuses, les nuages moléculaires géants et les régions H II sont particulièrement abondants dans les bras spiraux. Cette activité de formation stellaire distingue nettement les galaxies spirales des galaxies elliptiques, généralement beaucoup plus pauvres en gaz.

Le mouvement des étoiles et du gaz à l'intérieur d'une galaxie spirale est dominé par la rotation autour du centre galactique. Les différentes régions du disque n'effectuent cependant pas leur révolution à la même vitesse angulaire. Les parties internes tournent plus rapidement que les régions externes. Les courbes de rotation observées montrent que les vitesses restent élevées même loin du centre, phénomène qui constitue l'un des principaux arguments en faveur de l'existence de la matière noire.

La matière sombre représente une composante essentielle des galaxies spirales. Bien qu'invisible, elle forme un vaste halo entourant la galaxie et exerce une influence gravitationnelle déterminante. Les mesures des vitesses orbitales des étoiles et des nuages de gaz révèlent une masse totale largement supérieure à celle de la matière visible. Sans cette composante invisible, les régions périphériques des galaxies ne pourraient pas conserver leurs vitesses observées.

De nombreuses galaxies spirales possèdent une barre centrale composée d'étoiles et de gaz. Cette structure agit comme un mécanisme de transfert de matière vers les régions centrales. Le gaz canalisé par la barre peut alimenter la formation de nouvelles étoiles dans le noyau ou contribuer à l'activité d'un trou noir supermassif central. Les observations suggèrent qu'une grande proportion des galaxies spirales de l'Univers proche sont en réalité des galaxies barrées.

Les galaxies spirales hébergent presque toujours un trou noir supermassif au centre de leur bulbe. Sa masse varie généralement de quelques millions à plusieurs milliards de masses solaires. Dans certains cas, lorsque du gaz tombe vers ce trou noir, le noyau galactique devient extrêmement énergétique et peut produire d'intenses émissions dans tout le spectre électromagnétique.

La taille des galaxies spirales varie considérablement. Les plus petites ne mesurent que quelques dizaines de milliers d'années-lumière de diamètre, tandis que les plus grandes dépassent plusieurs centaines de milliers d'années-lumière. Leur masse peut aller de quelques milliards à plusieurs centaines de milliards de masses solaires. Elles contiennent généralement entre quelques milliards et plusieurs centaines de milliards d'étoiles.

Les interactions gravitationnelles entre galaxies influencent fortement leur évolution. Les rencontres rapprochées peuvent déformer les bras spiraux, déclencher des épisodes de formation stellaire intense ou conduire à des fusions complètes. Lorsque deux galaxies spirales de taille comparable fusionnent, le résultat est souvent une galaxie elliptique. Ces processus jouent un rôle majeur dans l'évolution à long terme des structures galactiques.

La Voie lactée est une galaxie spirale barrée de type SBbc. Son diamètre est estimé à environ 100 000 années-lumière et elle contient plusieurs centaines de milliards d'étoiles. Le Soleil se situe dans un bras secondaire appelé bras d'Orion, à environ 26 000 années-lumière du centre galactique. Au cœur de la Voie lactée se trouve le trou noir supermassif Sagittarius A*, dont la masse atteint environ quatre millions de fois celle du Soleil.

Les galaxies spirales sont particulièrement abondantes dans les régions de faible densité de l'Univers, où les collisions entre galaxies sont moins fréquentes. Elles représentent une étape importante de l'évolution cosmique et témoignent d'un équilibre complexe entre gravitation, dynamique du gaz, formation stellaire et influence de la matière noire.

Les observations réalisées dans les domaines optique, infrarouge, radio, ultraviolet et des rayons X révèlent une grande diversité parmi les galaxies spirales. Certaines présentent des bras parfaitement définis, tandis que d'autres possèdent une structure plus diffuse ou asymétrique. Cette variété reflète l'histoire propre de chaque galaxie, façonnée par son environnement, ses réserves de gaz et les interactions qu'elle a subies au cours de milliards d'années d'évolution cosmique.

A côté des galaxies que l'on peut qualifier d'ordinaires, spirales et elliptiques, et qui forment l'essentiel de l'effectif des galaxies connues, il convient aussi de considérer des galaxies irrégulières et des galaxies dites particulières. Comme leur nom le suggère, les galaxies irrégulières sont des galaxies dont la forme ne présente pas de symétrie bien définie. Elles sont typiquement plus riches en gaz et souvent aussi en poussières que les galaxies spirales, et sont souvent le siège de formations stellaires massives. On estime que les galaxies irrégulières représentent quelque chose comme deux ou trois pour cents des galaxies répertoriées. Ce sont la portion congrue de la classification de Hubble. Ordinairement, les galaxies irrégulières ont des masses (lumineuses) de 10 millions à dix milliards de masses solaires, et des diamètres de  3000 à 30 000 années-lumière.

Selon les populations stellaires qu'elles renferment et leur degré de déformation, on distingue deux types de galaxies irrégulières :

Irr I - Ces galaxies sont principalement constituées de jeunes étoiles massives, très chaudes (et referment couramment des sites de formation stellaire actifs), ainsi que de gaz et d'un peu de poussières. On citera comme exemples de galaxies de ce type le Grand et le Petit Nuage de Magellan (constellations de la Dorade et du Toucan). 

Mais tout (ou presque) est relatif ! Le Grand Nuage de Magellan possède une caractéristique dont on n'a pas de raison de croire qu'elle soit unique :  sa morphologie est fonction de la couleur dans laquelle on l'observe. Ses étoiles les plus brillantes sont bleues, et leur répartition est effectivement irrégulière, mais si l'on considère les étoiles rouges qu'elle contient, ainsi que la répartition de son 'hydrogène interstellaire, il apparaît qu'on a plutôt affaire à une galaxie spirale, déformée par les effets gravitationnels liés à sa proximité avec notre Voie lactée.

Irr II - Ces galaxies sont encore plus irrégulières que les précédentes. Globalement, elles sont aussi plus jaunes, ce qui trahit une population stellaire en moyenne plus vieille. Des bandes de poussières y sont observables. On range notamment dans cette catégorie M 82 (Grande Ourse). Cette galaxie a cependant des caractéristiques qui la rendent également, et à plusieurs titres, "particulière".