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.

Assez communes (15 à 20% des galaxies répertoriées), les galaxies elliptiques, dont les dimensions peuvent être très diverses, ont  l'apparence globale, comme l'indique leur nom, d'ellipsoïdes plus ou moins aplati. Ce sont des objets de forme régulière, sans structure interne marquée (pas de  disque ou de bras spiraux, en particulier), mais dont les régions centrales sont plus brillantes, leur éclat diminuant régulièrement du centre vers l'extérieur. On rencontre des galaxies elliptiques de dimensions et de masses extrêmement variables. C'est parmi elles que se recrutent les plus petites galaxies connues, les naines sphéroïdales, aussi bien que les plus grosses...

Les galaxies naines sphéroïdales - Les naines sphéroïdales, étiquetées dSphs (= dwarf spheroidal systems) dans la littérature technique, sont non seulement les plus petites des galaxies, et sont aussi le plus souvent les moins lumineuses. Leurs masses sont comprises entre 10 millions et cent millions de masses solaires, et leur diamètre entre 5000 et 20 000 années-lumière. Leur faible luminosité les range par ailleurs le plus souvent dans une classe de galaxies particulières que l'on trouvera désignées dans ce site sous le nom de galaxies fantômes ou galaxies à faible brillance de surface. Ces objets, formées de vieilles étoiles (mais qui ont parfois une histoire de formations stellaires complexe),  et pratiquement dépourvues de gaz interstellaire, ressemblent assez à de très gros amas globulaires.

Les galaxies elliptiques géantes, se rencontrent généralement au centre des amas de galaxies. Une localisation, qui ajoutée à leurs autres propriétés laisse supposer qu'elles se sont construites progressivement à la suite de collisions entre galaxies plus petites, et qu'elles ont continué à en absorber quand elles grandi. Ces galaxies supergéantes, dites cannibales, sont rangées dans une classe à part, notée cD .

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 représentent environ les trois-quarts des galaxies répertoriées dans la classification de Hubble. Leur structure est plus complexe que celle des galaxies elliptiques. D'un point de vue morphologique, se composent d'un bulbe qui définit leur région centrale, et qui ressemble à une petite galaxie elliptique. Ce bulbe est prolongé par un disque très plat, étalé sur leur plan  équatorial, et dans lequel se développent  dans deux directions opposées à partir du bulbe deux bras spiraux (ou davantage), et dans certains cas une barre, qui est une structure linéaire analogue aux bras spiraux, et qui joint  ceux-ci au bulbe. Ces deux morphologies définissant les galaxies spirales ordinaires (S) et les galaxies spirales barrées (SB). Enfin, cet ensemble est immergé dans un sphéroïde, aussi appelé halo, et où les étoiles sont très dispersées, ou, au contraire, très concentrées dans des amas dits globulaires. 

La composition des galaxies spirales est également assez différente de celle des galaxies elliptiques. Le bulbe (sauf dans sa partie la plus centrale, le noyau) et le halo renferment des étoiles de population II, c'est-à-dire âgées, chimiquement déficitaires en éléments lourds. Le disque et le noyau, au contraire sont peuplés d'étoiles de population I,  jeunes et chimiquement riches. Le disque renferme également l'essentiel de la matière interstellaire (gaz et poussières). Cette matière est concentrée en nuages géants, eux-mêmes organisés le long des bras spiraux. Comme ces nuages représentent le territoire privilégié pour les sites de formation stellaire, les très jeunes étoiles, parmi lesquelles on rencontre les étoiles massives, très chaudes et très lumineuses des types O et B, se rencontrent dans ces structures en spirales. Elles expliquent aussi pourquoi celles-ci sont si lumineuses, et également pourquoi les bras spiraux sont ponctués de nébuleuses très brillantes (La phase chaude du milieu interstellaire). Ces dernières signalent leur exposition aux rayonnement ionisants des étoiles les plus chaudes, qui les environnent.

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".