Prima di passare ad una breve (ma ragionevolmente completa nelle sue linee essenziali) descrizione della classificazione di Hubble, ricordiamo alcuni fatti essenziali relativi alle galassie come classe di oggetti astronomici.
Il numero di stelle che usualmente compongono una galassia va da circa 108 (qualche centinaio di milioni) fino a più di 1011 (qualche centinaio di miliardi). Poiché risulta molto difficile determinare osservativamente le dimensioni delle galassie, sfumando le loro immagini fino a confondersi con lo spazio circostante, senza tagli "netti", le loro dimensioni caratteristiche sono usualmente definite considerando una circonferenza (con origine nel centro della galassia in questione) che contenga metà della sua luce totale: il raggio di tale circonferenza è dell'ordine di alcuni kiloparsec (ricordiamo che 1 kiloparsec, abbreviato kpc, equivale a 103 parsec, e 1pc = 3.08·1018 cm). Le velocità caratteristiche delle stelle all'interno delle galassie si possono misurare con tecniche opportune e sono dell'ordine di qualche decina di chilometri al secondo nelle galassie più piccole, potendo raggiungere qualche centinaio di chilometri al secondo in quelle più grandi.
Una sorprendente constatazione che viene spontanea a chiunque si avvicini per la prima volta al mondo delle galassie è il fatto che, nonostante l'elevatissimo numero di questi oggetti che possiamo osservare nell'Universo attualmente accessibile attraverso i più grandi telescopi, la stragrande maggioranza di essi possa essere raggruppata in pochi tipi comuni. Questo risultato è alla base del successo della classificazione di Hubble. Ovviamente non ci è qui possibile scendere nei dettagli tecnici di come tale classificazione venga in pratica realizzata, è sufficiente ricordare che le galassie possono essere divise tra due tipi fondamentali, cioè galassie early type e galassie late type. A loro volta le galassie early type vengono suddivise in galassie Ellittiche ed S0, mentre le galassie late type in galassie Spirali ed Irregolari. I moti interni delle stelle che compongono le galassie possono essere molto "complicati" (come nel caso delle galassie Ellittiche, S0 ed Irregolari) o relativamente "semplici" (come nel caso delle galassie Spirali). Infatti, nel caso delle stelle che si trovano nei dischi galattici, i moti sono abbastanza ben descritti da orbite quasi circolari; al contrario, i moti delle stelle nelle galassie Ellittiche sono notevolmente complessi ed una descrizione semplificata ce li può far visualizzare come una "nuvola" di stelle che si muovono in tutte le direzioni, alcune più velocemente ed altre più lentamente. Poter misurare le velocità stellari all'interno delle galassie (cosa resa possibile dagli spettroscopi) è estremamente importante, in quanto utilizzando (ad esempio) il cosiddetto Teorema del Viriale è possibile misurare la massa delle galassie conoscendo le loro dimensioni e le velocità caratteristiche delle stelle al loro interno. Quando questo può essere fatto, si scopre che in molti casi la massa visibile (stelle e gas) è soltanto una frazione della massa totale del sistema in questione. La massa che ci deve essere (per produrre le velocità osservate) ma che non emette onde elettromagnetiche (e quindi che non è visibile) viene chiamata materia oscura. Le quantità di materia oscura presenti nelle galassie possono essere superiori di varie volte alla materia che gli astronomi riescono a vedere con i loro telescopi.
Prima di concludere questa breve rassegna delle più importanti proprietà delle galassie, ricordiamo che intorno alle galassie si trova un consistente numero di ammassi globulari (fino a qualche migliaio per le galassie più grandi!), sistemi stellari di forma sferica e molto compatti, contenenti da qualche centinaio di migliaia fino a vari milioni di stelle coeve, di età molto avanzata.