V 20. rokoch 20. storočia Edwin Hubble(1889-1953)ukázal, že špirálové hmloviny sú v skutočnosti vzdialené galaxie podobné našej vlastnej galaxií a u niektorých dokázal zmerať ich vzdialenosť od nás. Vzdialenosť galaxie vieme určiť len nepriamo - tzv. na základe veľmi jasných hviezd, premenných hviezd, resp. na základe známeho zdanlivého a skutočného priemeru niektorého z objektov galaxie(napr. guľových hviezdokôp, oblastí H II, ...) Edwin Hubble zaviedol rozdelenie jednotlivých typov galaxií podľa ich vzhľadu(Hubblova morfologická klasifikácia). Postupne vzniklo viacero ďalších triedení, ale je všeobecne je Hubblova klasifikácia prijímaná ako jednoduchá a dômyselná, preto sa s jej dnešnou podobou bližšie zoznámime. ELIPTICKÉ GALAXIE sú označované E. Pripája sa ešte jemnejšie rozlíšenie číslom, ktoré vyjadruje sploštenie galaxie, pomer osi podľa vzťahu 10° ( (a - b)/a). Potom 0 znamená guľovú eliptickú galaxiu, 4 znamená pomer a : b = 5 : 2. Škála sa končí pri E7. Pokiaľ je eliptická galaxia veľmi malá, presadzuje sa písmenom d, takže dE značí trpasličiu eliptickú galaxiu, čo je jeden z najpočetnejších typov galaxií. Prechodný typ galaxií bez vyhranenej príslušnosti je skupina šošovkovitých galaxií S0. Tu nastáva vetvenie medzi špirálové galaxie Sa až Sd a špirálové galaxie s priečkou Sba až Sbc. Podskupiny a až c, resp. d sa odlišujú rôznym stupňom špirálového rozvinutia špirálových ramien a veľkosťou centrálnej oblasti. Pokiaľ je stredová oblasť natoľko nevýrazná, že ju nevieme rozlíšiť, zaraďujeme galaxiu do triedy Sm. NEPRAVIDELNÉ GALAXIE označované Irr majú nevýraznú alebo žiadnu štruktúru. Väčšinou sú to galaxiea veľmi veľkým podielom medzihviezdnej hmoty. Pomer medzi hmotnosťou a svietivosťou galaxií je pre jednotlivé typy veľmi rôzny. Obrie eliptické galaxie EO neobsahujú takmer žiadnu medzihviezdnu hmotu z ktorej by mohli vznikať nové hviezdy, preto obsahujú iba staré objekty a pomer medzi hmotnosťou a svietivosťou obsahuje až faktor 80. Napriek tomu špirálové galaxie Sc a Sbc bežne mávajú pomer hmotnosť/svietivosť okolo 10. Oveľa menšie nepravidelné galaxie Irr hospodária ešte efektívnejšie, pomer v nich môže byť až 3. Spektrá vzdialených galaxií predstavujú vlastne súčet spektier jednotlivých hviezd sústavy. I napriek tomu, že sa tak skladá žiarenie miliónov či miliárd hviezd, možno v spektre galaxie dobre sledovať určité spektrálne čiary, zodpovedajúce bežným chemickým prvkom. Vďaka Doppierovmu posunu môžete určovať i pohyby galaxií voči pozorovateľovi. S výnimkou členov Miestnej skupiny galaxií(najbližšie susedné galaxie)vo všetkých prípadoch pozorujeme iba červený posun v spektre galaxií. Vysvetľujeme to ako dôsledok rozpínania priestoru medzi galaxiami a nami. Prakticky sa to prejavuje tým, že červené posuny čiar v spektre galaxií od nás. Tento vzťah medzi veľkosťou červeného posunu a vzdialenosťou galaxie po prvý krát sformuloval Edwin Hubble v roku 1929 ; konštantou úmernosti Hubbleova konštanta. Do galaxií sú viazané takmer všetky hviezdy.